19 апреля 2018
Измерение массы мини-нептуна Kepler-1655 b

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами в диапазоне от 1 до 3.8 радиусов Земли, однако «Кеплер» показал, что планеты таких размеров чрезвычайно распространены. Какова их природа и химический состав, при каких массах и радиусах происходит переход между железокаменными планетами земного типа вроде Земли и Венеры, и ледяными гигантами типа Урана и Нептуна? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо измерять массу и среднюю плотность как можно большего количества планет промежуточного размера (суперземель и мини-нептунов).

Свойства планет отличаются исключительным разнообразием, однако было показано, что в среднем планеты с радиусом менее 1.6 радиусов Земли имеют железокаменный состав, а планеты большего размера окружены протяженными водородно-гелиевыми оболочками, наличие которых уменьшает среднюю плотность. Также было показано, что более прохладные (менее нагретые) планеты в среднем содержат больше летучих элементов, чем более раскаленные.

В рамках основной миссии «Кеплер» обнаружил более 2.3 тыс. планет, среди которых подавляющее большинство имеет радиусы меньше 3 радиусов Земли, однако планет с измеренными массами среди них немного, менее двух сотен. Дело в том, что планеты малых масс наводят на родительские звезды колебания лучевой скорости с полуамплитудой всего несколько метров в секунду. Для измерения таких малых величин нужны самые лучшие спектрографы с внутренней погрешностью менее 1 м/с, но даже и с их помощью измерение масс планет сильно затруднено из-за собственной активности звезд.

26 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна Kepler-1655 b.

Транзитный кандидат KOI-280.01, получивший в дальнейшем наименование Kepler-1655 b, был представлен еще в 2011 году. Его родительская звезда – аналог нашего Солнца спектрального класса G0 V, но чуть массивнее и горячее его. Расстояние до системы было измерено с помощью тригонометрического параллакса и составило 230 ± 28 пк. Массу звезды оценили в 1.03 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.02 солнечных радиусов. Содержание тяжелых элементов уступает солнечному в 1.7 раза.

Кривая блеска Kepler-1655 демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 11.87288 ± 0.00001 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.213 ± 0.082 радиусов Земли. Звезда прошла процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Еще до измерения массы Kepler-1655 b авторы оценили вероятность ее не планетной природы в 2·10^-3.

Чтобы определить массу планеты, с помощью спектрометра HARPS-N было получено 95 замеров лучевой скорости звезды на протяжении 526 земных суток. К сожалению, на колебания лучевой скорости, индуцированные планетой, наложились колебания, вызванные собственной магнитной активностью звезды, которые оказалось трудно учесть из-за близости периода вращения звезды вокруг своей оси (13.6 ± 1.4 земных суток) к орбитальному периоду планеты. Это привело к значительным погрешностям в определении ее массы. Формально масса Kepler-1655 b составляет 5.0 ^+3.1/_-2.8 масс Земли, однако поскольку погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 10.1 масс Земли (с достоверностью 95%). Средняя плотность планеты в рамках этого подхода формально равна 2.5 ^+1.6/_-1.4 г/куб.см, а ее верхний предел составляет 5.1 г/куб.см. С достоверностью 98% Kepler-1655 b имеет среднюю плотность более низкую, чем у железокаменной планеты того же размера, иначе говоря – почти гарантированно содержит значительную долю летучих в своем составе (воды и/или водорода и гелия).

Планета Kepler-1655 b (KOI-280 b) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из холодного водорода, водяного льда, силикатов, для планет земного состава и состоящих из чистого железа. Все планеты, лежащие выше линии «масса-радиус» для планет из водяного льда (на графике отмечены синим цветом), окружены протяженными водородно-гелиевыми оболочками. Планеты, показанные красным цветом, имеют железокаменный состав.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.08820.pdf

 

 

18 апреля 2018
OGLE-2017-BLG-1140L b: холодная планета-гигант у далекого красного карлика

Метод гравитационного микролинзирования позволяет находить планеты, недоступные любым другим методам, однако у него есть важный недостаток – неоднозначность решения. Одну и ту же кривую блеска фоновой звезды (она же звезда-источник) могут обеспечить разные конфигурации системы-линзы. Более того – иногда систему «один источник – двойная линза» (2L1S) может имитировать система «двойной источник – одиночная линза» (2S1L). Чтобы определить, какое именно из возможных решений отражает реальность, часто требуется или измерение различных тонких эффектов (например, т.н. микролинзового параллакса), или проведение дополнительных наблюдений с помощью крупнейших телескопов.

Важную роль в разрешении неоднозначностей при наблюдении событий микролинзирования часто играет космический телескоп им. Спитцера. Телескоп находится на гелиоцентрической орбите и к настоящему моменту удалился от Земли примерно на 1 а.е. Кроме того, он ведет наблюдения в ИК-диапазоне в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм, тогда как обычно наземные наблюдения событий микролинзирования ведутся в оптическом диапазоне или в полосе I. Событие микролинзирования всегда ахроматично (одинаково усиливаются лучи с любой длиной волны), но если одиночная линза усиливает свет двойного источника с разными цветами, это будет заметно при сравнении наземных наблюдений и наблюдений на «Спитцере».

13 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям события микролинзирования OGLE-2017-BLG-1140. Событие было анонсировано обзором OGLE 19 июня 2017 года. Вскоре к наблюдениям подключился корейский микролинзовый обзор KMTNet, независимо обнаруживший это событие под именем SSO19M0601.004271. Ключевую роль в разрешении неоднозначностей сыграл «Спитцер» – в результате совместного анализа всех полученных данных удалось не только убедиться, что перед нами именно двойная линза, а не двойной источник, но и довольно точно определить ее физические параметры.

Итак, система-линза включает в себя звезду массой 0.21 ± 0.03 солнечных масс и планету массой 1.6 ^+0.4/_-0.3 масс Юпитера, в момент наблюдений разделенных расстоянием 1.02 ± 0.15 а.е. (в проекции на небесную сферу). Система-линза удалена от нас на 7.35 ^+0.10/_-0.14 кпк, а от звезды-источника – всего на ~1 кпк. Такие системы (состоящие из маломассивного красного карлика и планеты-гиганта) сравнительно редки: обычно планетные системы красных карликов включают в себя только маломассивные планеты – нептуны и суперземли.

Гигант OGLE-2017-BLG-1140L b находится далеко за снеговой линией своей звезды. При массе звезды ~0.21 солнечных масс температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Сатурна и Урана.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.04437.pdf

 

 

16 апреля 2018
KELT-22A b: транзитный горячий юпитер у яркой двойной звезды

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope = Тысячеградусный очень маленький телескоп) – отличный пример того, что искать внесолнечные планеты можно самыми скромными средствами. Обзор основан на фотометрических замерах, проводимых двумя одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой всего в 42 мм(!). Один телескоп (в северном полушарии) расположен в обсерватории Винера в Аризоне, США, второй (в южном полушарии) – в Южно-Африканской астрономической обсерватории в Сатерленде, ЮАР. Оба телескопа имеют поле зрения 26х26°, разрешение 23 угловых секунды на пиксель, и предназначены для поиска транзитных экзопланет у сравнительно ярких звезд 8-11 звездной величины.

22 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой экзопланеты – транзитного горячего юпитера KELT-22A b. Видимая звездная величина родительской звезды KELT-22A (TYC 7518-468-1) составляет +11.1 звездных величин, что делает эту систему хорошей целю для будущих исследований путем измерения эффекта Мак-Лафлина или изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

KELT-22A – звезда главной последовательности спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 218 ± 29 пк. Ее масса оценивается в 1.09 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.10 ^+0.08/_-0.05 солнечных радиусов, светимость в ~1.2 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст KELT-22A определен плохо – в 1.5-5 млрд. лет, однако сравнительно высокий уровень хромосферной активности скорее свидетельствует в пользу нижней границы этого диапазона.

На расстоянии 6.1 угловых секунд (~1400 а.е. в проекцию на небесную сферу) от звезды KELT-22A расположен звездный компаньон примерно вдвое меньшей светимости. Почти наверняка компоненты образуют физически связанную систему (широкую пару).

Поскольку обе звезды попадают на один пиксель матрицы телескопа KELT, кривая блеска KELT-22A оказалась загрязненной светом компаньона, и для корректного определения радиуса планеты его вклад был вычтен.

Масса планеты KELT-22A b достигает 3.47 ± 0.15 масс Юпитера, что при радиусе 1.285 ^+0.12/_-0.07 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.02 ^+0.38/_-0.47 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0251 ± 0.0003 а.е. (~4.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.38665 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1842 ⁺⁶⁵/_-42 К.

Период вращения звезды вокруг своей оси составляет ~8.3 земных суток, что заметно меньше аналогичной величины большинства солнцеподобных звезд сравнимого возраста. Авторы предполагают, что звезда раскручивается близкой массивной планетой, а сама планета при этом постепенно приближается к звезде.

Планета KELT-22A b (показана зеленым кружком) на плоскости «масса – средняя плотность» (вверху) и «масса – радиус» (внизу) среди других транзитных экзопланет-гигантов.

Помимо колебаний, наводимых планетой, лучевая скорость звезды KELT-22A демонстрирует дополнительный линейный дрейф 2.06 ± 0.93 м/с в сутки. Если этот дрейф подтвердится, это будет означать наличие в системе дополнительного массивного тела – планеты-гиганта, коричневого карлика или маломассивной звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.07559.pdf

 

 

13 апреля 2018
K2-231 b: мини-нептун в рассеянном скоплении Ruprecht 147

Молодые звезды образуются в результате гравитационного коллапса плотных ядер гигантских молекулярных облаков, причем образуются большими группами – скоплениями и ассоциациями. Дальнейшая судьба групп зависит от их гравитационной связанности. Небольшая часть звезд формируется в достаточно плотных группах большой численности, которые остаются гравитационно связанными и после рассеяния родительского молекулярного облака – так формируются рассеянные звездные скопления. Другие, неплотные, группы после ухода газа теряют связанность и становятся расширяющимися ассоциациями, а их звезды входят в состав галактического диска.

Поскольку формирование планетных систем происходит в первые миллионы лет существования звезд, на процесс образования планет неизбежно влияет обстановка в группе, в которую входит молодая звезда. В плотных скоплениях условия отличаются от условий в разреженных ассоциациях. Многочисленные сближения звезд в плотных скоплениях (с плотностью 0.3-30 звезд на кубический парсек) могут приводить к более частому разрушению протопланетных дисков или выбросу планет, чем в галактическом диске с плотностью ~0.06 звезд на кубический парсек. Поэтому интересно сравнить распространенность планет одного типа у звезд, входящих в скопления, и звезд поля.

Однако поиск планет у звезд рассеянных скоплений сопряжен с большими трудностями. Как правило, звезды, входящие в состав скоплений – молодые, активные и быстро вращающиеся, что затрудняет измерение их лучевых скоростей с приемлемой точностью. Известны и рассеянные скопления зрелого возраста, однако, как правило, они удалены от нас на значительные расстояния, и их звезды оказываются слишком тусклыми для точного измерения лучевых скоростей. Все это привело к тому, что к настоящему моменту известно только 23 планеты у звезд, входящих в состав рассеянных скоплений, из них 14 открыто транзитным методом.

21 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна K2-231 b у солнцеподобной звезды, входящей в состав рассеянного скопления Ruprecht 147. Скопление, включающее в себя полторы сотни известных членов, имеет зрелый возраст ~3 млрд. лет и расположено на расстоянии 295 ± 5 пк от Солнца. «Кеплер» в рамках 7 наблюдательной кампании расширенной миссии K2 наблюдал около ста FGK-звезд этого скопления (из рассмотрения были исключены красные гиганты, «голубые бродяги» и тесные двойные системы).

Кривая блеска звезды EPIC 219800881 показала транзитный сигнал с периодом 13.842 земных суток и глубиной ~0.06%, соответствующей планете радиусом 2.5 ± 0.2 радиусов Земли.

Звезда EPIC 219800881 (K2-231) прошла тщательную процедуру валидации. Чтобы исключить различные варианты астрофизических сценариев, способных имитировать транзитный сигнал, авторы исследования получили снимки высокого разрешения ближайших окрестностей звезды камерой NIRC2 10-метрового телескопа Кек II, а также проанализировали замеры лучевой скорости этой звезды, полученные за последние 10 лет спектрографами HARPS, MIKE, HIRES и Hecto. Они показали, что звезда EPIC 219800881 почти наверняка одиночная, что транзиты связаны именно с ней, и что тусклые компаньоны, находящиеся от нее на расстоянии менее 9 угловых секунд, являются звездами фона (скопление Ruprecht 147 расположено вблизи галактической плоскости в созвездии Стрельца, где звездная плотность весьма велика). Общая вероятность того, что K2-231 b является планетой, составляет 99.86%.

Можно ли подтвердить планетную природу K2-231 b методом измерения лучевых скоростей? При радиусе 2.5 радиусов Земли масса планеты составит 7 ⁺⁵/_-3 масс Земли, и она будет наводить на родительскую звезду колебания с полуамплитудой 1-2 м/с. С учетом наличия звездного шума с амплитудой 2.6-3.6 м/с такая величина с трудом, но может быть измерена путем суммирования достаточного количества наблюдений. Авторы отмечают, что в случае, если это будет сделано, K2-231 b станет первой планетой из рассеянного скопления с измеренными одновременно и массой, и радиусом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.07430.pdf

 

 

10 апреля 2018
«Кеплер» открыл две транзитные планеты у звезд HD 89345 и HD 286123

Из всего богатства внесолнечных планет легче всего обнаруживать транзитные горячие гиганты, поэтому планеты этого типа составляют солидную долю известных экзопланет. Горячие гиганты поставили перед теоретиками много загадок, начиная с путей своего формирования и не заканчивая загадочным «раздуванием» – радиусы горячих юпитеров часто оказываются существенно (иногда вдвое) больше, чем предсказывают модели планет этого типа. Наблюдения транзитных планет также позволяют очертить т.н. «пустыню субсатурнов» – область планетных масс в диапазоне между массами Нептуна и Сатурна, где планет существенно меньше, чем в соседних диапазонах.

12 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у звезд HD 89345 и HD 286123. Открытие было сделано космическим телескопом им Кеплера в рамках 13-й и 14-й наблюдательных кампаний расширенной миссии K2. Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES и Levy, установленном на телескопе APF. Как оказалось, новые планеты относительно маломассивны (одна даже попадает в «пустыню субсатурнов»), не слишком горячи и находятся на явно эллиптических орбитах.

Звезда HD 89345 (EPIC 248777106) удалена от нас на 127 ± 3.7 пк. Ее спектральный класс G5, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.23 ^+0.05/_-0.09 солнечных масс, радиус – в 1.66 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 2.45 ± 0.2 раза превосходит солнечную. HD 89345 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды составляет 5.3 ^+1.9/_-0.9 млрд. лет.

Масса планеты HD 89345 b оценивается в 0.103 ± 0.18 масс Юпитера (~33 массы Земли) – таким образом, она попадает в «пустыню субсатурнов». Радиус планеты составляет 0.616 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.55 ± 0.12 г/куб.см. HD 89345 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.108 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.11, и делает один оборот за 11.8143 ± 0.0002 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1059 ± 18К, что близко к условной границе, ниже которой «раздувание» не происходит.

Звезда HD 286123 (EPIC 247098361) также заканчивает свое пребывание на главной последовательности – ее возраст оценивается в 6.5 ± 1.8 млрд. лет. Спектральный класс этой звезды – G 0, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Масса составляет 1.06 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 1.25 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 1.66 ± 0.13 раз превышает светимость Солнца. Система удалена от нас на 133 ± 4 пк.

Планета HD 286123 b имеет привычные габариты горячего сатурна: ее масса – 0.41 ± 0.05 масс Юпитера, радиус достигает 1.08 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.40 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0998 ± 0.0014 а.е. и эксцентриситетом 0.27 ± 0.04, и делает один оборот за 11.16845 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами исследования в 999 ± 17К.

Планеты HD 89345 b и HD 286123 b (показаны красным цветом) на плоскости «орбитальный период – эксцентриситет орбиты» среди других экзопланет.

Горячие сатурны и субсатурны из-за большой шкалы высот являются привлекательной целью для изучения свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии. Особый интерес вызывает HD 89345 b как планета, промежуточная по своим массе и радиусу между массой и радиусом Сатурна и Нептуна. Яркость обеих родительских звезд дает надежду получить их трансмиссионные спектры на «Хаббле», не дожидаясь запуска телескопа им. Джеймса Вебба.

Обе планеты расположены на сравнительно широких орбитах, скругление которых под действием приливных сил происходит за время, многократно превышающее возраст Вселенной.

Планеты HD 89345 b и HD 286123 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с радиусом больше 0.3 радиусов Юпитера. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности, соответствующие 0.1, 0.5 и 2 г/куб.см. Черной и серой линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для водородно-гелиевых планет без ядра и с ядром из тяжелых элементов массой 100 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.02858.pdf

 

 

8 апреля 2018
Три небольшие планеты у молодого оранжевого карлика EPIC 249622103

Изучение планетных систем у звезд различного возраста позволяет обнаружить различные эволюционные эффекты. В частности, было показано, что планеты-субнептуны у молодых звезд в среднем крупнее, чем у звезд зрелого возраста. Возможно, эта разница объясняется быстрым фотоиспарением их атмосфер на ранних стадиях эволюции благодаря высокому уровню коротковолнового излучения молодых звезд и мощному звездному ветру.

15 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех транзитных планет у молодого и сравнительно близкого и яркого оранжевого карлика EPIC 249622103 (2MASS J15215519-2013539). Открытие было сделано космическим телескопом им. Кеплера в рамках 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, продлившейся с 23 августа по 20 ноября 2017 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы), таким образом, планетная природа транзитных кандидатов подтверждена статистически. Вероятность ложного открытия составляет для планет b, c и d величины 1.9·10^-7, 9.6·10^-5 и 6.9·10^-7, соответственно.

Звезда EPIC 249622103 удалена от нас на 69 ± 1 пк. Это молодая звезда главной последовательности спектрального класса K3 V, ее масса оценивается в 0.80 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.745 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость – в 0.30 ± 0.03 солнечных светимостей. Возраст звезды составляет 360 ⁺⁴⁹⁰/_-140 млн. лет. Несмотря на молодость, EPIC 249622103 не является частью какого-либо звездного скопления или ассоциации и выглядит просто звездой поля.

Кривая блеска EPIC 249622103 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 2.467, 7.061 и 24.366 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.40 ± 0.06, 1.34 ± 0.08 и 2.64 ± 0.11 радиусов Земли, соответственно. Эффективные температуры планет (в предположении альбедо, равного 0.3) оцениваются в 1040 ± 28, 728 ± 20 и 482 ± 14К, таким образом, все три планеты оказываются горячее Меркурия.

Сравнительная яркость звезды (ее видимая звездная величина +10.73 в видимых лучах и +8.4 в полосе Ks) делает ее удобной целью для измерения масс планет методом лучевых скоростей. В зависимости от своего химического состава массы планет b и c могут быть равными 2-5 масс Земли, а масса планеты d – 4-13 масс Земли. На свою звезду они будут наводить колебания с полуамплитудой 1.1-2.7, 0.8-1.9 и 1-3.3 м/с, соответственно. Эти величины вполне доступны измерению с помощью лучших современных спектрографов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.05056.pdf

 

 

4 апреля 2018
Восемь новых транзитных горячих гигантов от обзора WASP-South

Хотя горячие юпитеры встречаются лишь примерно у 1% солнцеподобных звезд, легкость обнаружения планет этого типа привела к тому, что они составляют значительную долю всех известных экзопланет. Действительно, глубина транзитов горячих юпитеров часто составляет 1-2% – величину, которую легко измерить даже с телескопом небольшой апертуры. Кроме того, значительная масса планеты-гиганта, находящейся на тесной орбите, наводит на родительскую звезду колебания лучевой скорости сравнительно большой амплитуды (десятки и сотни метров в секунду).

16 апреля 2018 года ожидается запуск миссии TESS (NASA), которая сможет обнаруживать по всему небу транзитные планеты с радиусами до 2 радиусов Земли и даже меньше (у небольших звезд). Ну а пока «урожай» новых планет собирают наземные транзитные обзоры, из которых самым успешным является обзор SuperWASP и его близнец в южном полушарии WASP-South.

7 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще восьми транзитных горячих гигантов WASP-144 b, WASP-145A b, WASP-158 b, WASP-159 b, WASP-162 b, WASP-168 b, WASP-172 b и WASP-173A b. Массы планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом швейцарском телескопе им. Эйлера. Новые планеты демонстрируют большое разнообразие своих характеристик, говорящее о широчайшем разнообразии экзопланет вообще (даже относящихся к одному типу).

У двух планет (WASP-145A b и WASP-168 b) наблюдаются скользящие транзиты, т.е. эти планеты заходят на звездный диск только краем. Это привело к значительным погрешностям в определении их радиусов.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк*	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность, [Fe/H]
WASP-144	238	K2 V	0.81 ± 0.04	0.81 ± 0.04	8.7 ± 4.1	0.18 ± 0.14
WASP-145A	93	K2 V	0.76 ± 0.04	0.68 ± 0.07	7 ± 4	-0.04 ± 0.10
WASP-158	530	F6 V	1.38 ± 0.14	1.39 ± 0.18	1.9 ± 0.9	0.24 ± 0.10
WASP-159	938	F9	1.41 ± 0.12	2.1 ± 0.1	3.4 ± 1.0	0.22 ± 0.12
WASP-162	258	K0	0.95 ± 0.04	1.11 ± 0.05	13 ± 2	0.28 ± 0.13
WASP-168	348	F9	1.08 ± 0.05	1.12 ± 0.06	4 ± 2	-0.01 ± 0.09
WASP-172	473	F1 V	1.49 ± 0.07	1.91 ± 0.10	1.8 ± 0.3	-0.10 ± 0.08
WASP-173A	223	G3 V	1.05 ± 0.08	1.11 ± 0.05	7 ± 3	0.16 ± 0.14

*Расстояние до звезд было оценено исходя из их светимости и видимой звездной величины (в оригинальной статье не приводится).

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эксцентриситет	Эффективная температура, К
WASP-144 b	0.0316 ± 0.0005	2.27832	0.44 ± 0.06	0.85 ± 0.05	0.96 ± 0.23	< 0.30**	1260 ± 40
WASP-145A b	0.0261 ± 0.0005	1.76904	0.89 ± 0.04	0.9 ± 0.4	1.6 ± 1.3	< 0.06**	1200 ± 60
WASP-158 b	0.052 ± 0.002	3.65633	2.79 ± 0.23	1.07 ± 0.15	3.1 +0.7/-1.2	< 0.16**	1590 ± 80
WASP-159 b	0.0538 ± 0.0015	3.84040	0.55 ± 0.08	1.38 ± 0.09	0.28 ± 0.05	< 0.18**	1850 ± 50
WASP-162 b	0.0871 ± 0.0013	9.62468	5.2 ± 0.2	1.00 ± 0.05	6.9 ± 0.8	0.434 ± 0.005	910 ± 20
WASP-168 b	0.0519 ± 0.0008	4.15366	0.42 ± 0.04	1.5 +0.5/-0.3	0.16 +0.13/-0.09	< 0.09**	1340 ± 40
WASP-172 b	0.0694 ± 0.0011	5.47743	0.47 ± 0.10	1.57 ± 0.10	0.16 ± 0.053	< 0.28**	1740 ± 60
WASP-173A b	0.0248 ± 0.0006	1.38665	3.69 ± 0.18	1.20 ± 0.06	2.85 ± 0.37	< 0.032**	1880 ± 55

**С достоверностью 2 стандартных отклонения.

Наиболее интересной системой из представленных является WASP -162. Родительская звезда – древний оранжевый карлик спектрального класса K0 с возрастом, сравнимым с возрастом Вселенной (формально 13 ± 2 млрд. лет, более изощренные модели, учитывающие магнитную активность звезды, дают возраст ~9.2 млрд. лет). Планета массивна (5.2 ± 0.2 масс Юпитера), ее орбита явно эксцентрична (e ~ 0.43), а орбитальный период превышает 9.6 земных суток. Для такой сравнительно широкой орбиты время скругления приливными силами достигает ~30 млрд. лет, так что, по всей видимости, высокий эксцентриситет сохранился с эпохи формирования этой системы. Гигант WASP-162 b относительно прохладен – его эффективная температура оценивается в 910 ± 20К, температуры остальных планет значительно превышают 1000К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1803.02224.pdf

 

 

30 марта 2018
UKIRT-2017-BLG-001 b: аналог Юпитера за завесой пыли

Событие микролинзирования происходит, когда звезда-источник, объект-линза и наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле объекта-линзы искривляет и фокусирует лучи звезды-источника, что приводит к временному усилению ее блеска (иногда в десятки и даже сотни раз). Если объектом-линзой является одиночная звезда, кривая блеска звезды-источника имеет характерный симметричный колоколообразный вид. Наличие рядом со звездой-линзой планеты приводит к появлению на кривой блеска дополнительных особенностей.

Из-за очень низкой вероятности конфигурации, при которой происходит микролинзирование, поиск таких событий стараются проводить на богатых звездных полях, расположенных в направлении центра Галактики. Однако в этом направлении очень велико также и поглощение света межзвездной пылью. Поэтому наиболее перспективным видится наблюдение событий микролинзирования не в видимых лучах, а в ближнем инфракрасном диапазоне. Первым таким наблюдательным проектом стало наблюдение области вокруг галактического центра с помощью наземного 3.8-метрового ИК-телескопа UKIRT, расположенного на горе Мауна-Кеа (Гавайи).

27 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта UKIRT-2017-BLG-001L b. Из-за сильнейшего поглощения света это событие наблюдалось только в ИК-диапазоне, другие микролинзовые обзоры, ведущие наблюдения в видимых лучах, его не увидели.

Наблюдения велись в инфракрасной полосе K_s, а на протяжении трех ночей – еще и в полосе H. Событие микролинзирования UKIRT-2017-BLG-001 заняло около 100 суток, при этом особенность, вызванная гравитационным влиянием массивной планеты, продлилась около 8 суток.

Анализ кривой блеска показал, что звезда-источник расположена в дальней части галактического диска (за центром Галактики). Система-линза состоит из двух компонент с отношением масс q = (1.50 ^+0.17/_-0.14)·10^-3, которое примерно в полтора раза больше отношения масс Юпитера и Солнца. Расстояние до линзы оценивается авторами открытия в 6.3 ^+1.6/_-2.1 кпк, т.е. эта система, скорее всего, находится в балдже. Массу звезды оценили в 0.81 ^+0.21/_-0.27 солнечных масс, массу планеты – в 1.28 ^+0.37/_-0.44 масс Юпитера, в момент наблюдений их разделяло расстояние 4.18 ^+0.96/_-0.88 а.е. (в проекции на небесную сферу). Таким образом, система UKIRT-2017-BLG-001 напоминает систему Солнце + Юпитер.

Из-за удаленности звезды-источника взаимная угловая скорость источника и линзы мала, так что должно пройти 10-50 лет прежде, чем звезды разойдутся достаточно и их можно будет наблюдать раздельно.

Авторы провели анализ поглощения света пылью вблизи центра Галактики и показали, что это поглощение носит крайне неравномерный, «клочковатый» характер, что необходимо учитывать при планировании будущих микролинзовых обзоров в ИК-диапазоне.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.06795.pdf

 

 

17 марта 2018
Миссия «Кеплер» завершается из-за исчерпания топлива

За 9 лет пребывания в космическом пространстве телескоп им. Кеплера перенес множество аварийных ситуаций. Вышли из строя два маховика системы ориентации из четырех, телескоп не раз переходил в защищенный режим из-за воздействия на бортовой компьютер космических лучей. Теперь телескопу грозит окончательная утрата работоспособности из-за исчерпания запасов топлива на борту. В лучшем случае телескоп проработает еще несколько месяцев, но может потерять управление уже в ближайшие дни.

В мае 2013 года выполнение основной миссии «Кеплера» было прервано выходом из строя второго маховика системы ориентации. Телескоп больше не мог мониторить участок небесной сферы в районе созвездий Лебедя и Лиры (т.н. поле Кеплера), поскольку потерял способность с высочайшей точностью поддерживать свою ориентацию в пространстве. Инженеры миссии вышли из положения, направив телескоп параллельно солнечным лучам (давление солнечного света в этом случае поддерживает ориентацию аппарата). Начиная с весны 2014 года «Кеплер» наблюдает различные участки небесной сферы, расположенные вдоль эклиптики, в рамках расширенной миссии K2. Каждые три месяца телескоп перенаправляют на новый участок, эти периоды называются наблюдательными кампаниями.

Планируя расширенную миссию, инженеры НАСА подсчитали, что топлива на борту «Кеплера» хватит на 10 наблюдательных кампаний. Однако эта оценка оказалась излишне консервативной – к настоящему моменту «Кеплер» провел 16 наблюдательных кампаний и начал 17-ю. Однако топлива в баках почти не осталось, и телескоп может потерять управление в любой момент. Команда миссии планирует продолжать наблюдения как можно дольше с тем, чтобы на последних каплях топлива «Кеплер» все же смог развернуться в сторону Земли и передать собранные данные. Дело осложняется тем, что точное количество топлива в баках неизвестно – у команды есть расчетные оценки, но нет точных данных.

На смену «Кеплеру» придет миссия TESS, чей запуск ожидается 16 апреля 2018 года. В отличие от «Кеплера», ограниченного областью вблизи эклиптики, TESS будет наблюдать всю небесную сферу, сосредоточившись на самых ярких звездах, расположенных не далее 100 пк от Солнца.

Информация получена: https://www.nasa.gov/feature/ames/nasa-s-kepler-spacecraft-nearing-the-end-as-fuel-runs-low

 

 

16 марта 2018
Суперземля, открытая астрономом-любителем

Событие микролинзирования происходит, когда фоновая звезда (звезда-источник), объект-линза и наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле объекта-линзы искривляет и фокусирует лучи звезды-источника, что приводит к временному усилению (иногда в десятки и сотни раз) ее блеска. В случае, если объектом-линзой выступает одиночная звезда, кривая блеска является симметричной и имеет характерный колоколообразный вид. Однако если рядом со звездой-линзой есть планета, на кривой блеска появляется дополнительная короткая особенность, вызванная влиянием гравитационного поля планеты.

Геометрическая вероятность конфигурации, при которой можно наблюдать усиление блеска фоновой звезды, очень мала – 10^-6-10^-7 в год на одну звезду. Поэтому поиск событий микролинзирования ведется на богатых звездных полях – или в направлении на центр Галактики (в балдже), или в Большом и Малом Магеллановых облаках, или в галактике Андромеды. С уменьшением звездной плотности вероятность обнаружить событие микролинзирования падает, однако теоретически его можно увидеть в любой точке небесной сферы.

В ночь с 25 на 26 октября 2017 года любитель астрономии из Японии Кодзима (Kojima) обнаружил неожиданное усиление блеска слабой звезды из созвездия Тельца. Этот оптический транзиент получил наименование TCP J05074264+2447555. Вскоре выяснилось, что блеск звезды усиливается благодаря гравитационному микролинзированию. Сначала линза выглядела одиночной, но 31 октября 2017 года (вблизи максимума блеска) на кривой блеска появилась особенность, говорящая о двойственности линзы.

Поскольку это событие произошло далеко от богатых звездных полей, наблюдаемых микролинзовыми обзорами OGLE, MOA, KMTNet и др., ни один из этих профессиональных коллективов не наблюдал TCP J05074264+2447555. Кривую блеска построили по наблюдениям двух телескопов Астрономического института Словацкой академии наук (апертурой 60 и 18 см), 50-сантиметрового телескопа Крымской станции Астрономического института им. Штернберга (ГАИШ) и 30-сантиметрового телескопа небольшой обсерватории им. Фейнмана, расположенной в городской черте Гальяно-дель-Капо в южной Италии. Среди авторов открытия есть наши соотечественники – Наталья Андреевна Катышева и Сергей Юрьевич Шугаров.

Благодаря тому, что событие микролинзирования усилило блеск достаточно близкой и яркой звезды спектрального класса F5 V (ее видимая звездная величина в голубых лучах +14.7, в красных лучах +13.6), удалось наблюдать «эффект конечного размера», связанный с тем, что фоновая звезда – не точка, а диск. Также удалось довольно точно определить расстояние до звезды-источника.

Отношение масс компонент системы-линзы составило (1.1 ± 0.1)·10^-4. Физические параметры определены гораздо хуже: масса звезды оценивается в 0.25 ± 0.18 солнечных масс, масса планеты – в 9.2 ± 6.6 масс Земли, расстояние между планетой и звездой – в 0.5 а.е. (в проекции на небесную сферу). Расстояние до линзы составило ~380 пк – это самое близкое событие микролинзирования из известных на данный момент.

Авторы предложили для новой планетной системы-линзы наименование Feynman 1 (в честь Р.Ф.Фейнмана).

Благодаря своей близости взаимная угловая скорость звезды-источника и звезды-линзы весьма высока – около 20 миллисекунд в год. Скоро они разойдутся достаточно, чтобы на крупных телескопах их можно было бы наблюдать раздельно. Наблюдения звезды-линзы позволят существенно уточнить ее массу и все параметры планетной системы в целом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.06659.pdf

 

 

13 марта 2018
Измерены наклонения орбит к оси вращения родительских звезд горячих гигантов HAT-P-3 b, HAT-P-12 b, HAT-P-22 b, WASP-39 b и WASP-60 b

Угол между вектором орбитального углового момента планеты (т.е. перпендикуляром, проведенным к плоскости ее орбиты) и осью вращения родительской звезды ψ является важным свидетельством динамической эволюции системы. Разные сценарии образования горячих юпитеров предсказывают разную величину этого угла. Если в случае спокойной миграции благодаря взаимодействию новорожденной планеты-гиганта с протопланетным диском она оказывается на орбите, близкой к плоскости экватора звезды (ψ ~ 0), то в случае планет-планетного рассеяния и перехода на высокоэллиптическую орбиту, в дальнейшем скругляемую приливными силами, этот угол может достигать высоких значений (а планета – оказаться на полярной и даже ретроградной орбите).

Однако истинный наклон орбиты ψ определить трудно. С помощью измерения эффекта Мак-Лафлина обычно измеряют проекцию истинного наклона на небесную сферу, этот угол обозначается буквой λ. Углы ψ и λ связаны соотношением:

где – наклонение оси вращения звезды к лучу зрения,
i – наклонение орбиты планеты к лучу зрения.

Наблюдения эффекта Мак-Лафлина и измерения проективного наклонения орбиты планеты к оси вращения звезды λ были проведены примерно для сотни планет. Примерно у 60% планет проективное наклонение близко к нулю, около 40% планет находятся на резко наклоненных орбитах, из которых ~10% оказываются полярными, а еще ~10% – ретроградными.

13 февраля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению эффекта Мак-Лафлина и определению проективного наклонения λ у пяти транзитных горячих гигантов: HAT-P-3 b, HAT-P-12 b, HAT-P-22 b, WASP-39 b и WASP-60 b. Измерения выполнялись с помощью спектрографа HARPS-N, установленного на 3.5-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG), в рамках программы GAPS.

Проективные наклонения орбит планет к оси вращения родительских звезд оказались равными:
у HAT-P-3 b – 21.2 ± 8.7°
у HAT-P-12 b – -54 ⁺⁴¹/_-13°
у HAT-P-22 b – -2.1 ± 3°
у WASP-39 b – 0 ± 11°
у WASP-60 b – -129 ± 17°.

Таким образом, орбиты трех планет оказались мало наклонены к экватору своей звезды, орбита одной планеты наклонена сильнее, а горячий юпитер WASP-60 b и вовсе оказался на ретроградной орбите.

Планеты с радиусами больше 0.8 радиусов Юпитера на плоскостях (сверху вниз): «Проективное наклонение орбит планет к оси вращения родительских звезд λ – эффективная температура звезды», «λ – масса планеты», «λ – орбитальный период планеты», «λ – отношение большой полуоси орбиты планеты к радиусу звезды». Черными точками показаны планеты HAT-P-3 b, HAT-P-12 b, HAT-P-22 b, WASP-39 b и WASP-60 b. Размер кружков пропорционален радиусам планет. Голубым цветом показаны планеты звезд с эффективной температурой меньше 6250К, розовым цветом – планеты звезд с эффективной температурой больше 6250К. Зеленым цветом показаны планеты, эксцентриситеты орбит которых больше 0.1, оранжевым цветом – меньше 0.1.

Кроме того, получив высококачественные спектры звезды WASP-60, авторы исследования заметно пересмотрели ее параметры. Температура фотосферы звезды «поднялась» с 5900 до 6105К, а спектральный класс изменился с G1 V на F9 V. Соответственно изменился и радиус транзитной планеты – с 0.86 ± 0.12 радиусов Юпитера у первооткрывателей он «увеличился» до 1.225 ± 0.07 радиусов Юпитера, а средняя плотность упала с ~1.06 г/куб.см до 0.38 ± 0.07 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.03859.pdf

 

 

9 марта 2018
Валидация самой долгопериодической транзитной планеты Kepler-1654 b

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 2.3 тыс. транзитных экзопланет и 4.5 тыс. кандидатов, чья планетная природа ожидает подтверждения. Однако подавляющее большинство этих планет расположено близко к своим звездам и нагрето до высоких температур. Это вызвано тем, что геометрическая вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому транзитный метод поиска наиболее чувствителен к самым близким к звезде планетам.

Однако «Кеплер» в рамках основной миссии наблюдал около 200 тысяч звезд, что позволило ему фиксировать и маловероятные события – например, транзиты планет с орбитальными периодами больше 1 года. Не все из них попали в каталог KOI – чтобы считаться «интересным объектом», у данной звезды должно было наблюдаться как минимум три транзитных события одинаковой глубины и продолжительности с равными промежутками между ними. Чтобы обнаружить еще более долгопериодические планеты, интернет-проект Охотников за планетами организовал поиск в данных «Кеплера» звезд, у которых наблюдались одно или два транзитных события, силами волонтеров.

27 февраля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации (статистическому подтверждению) самой долгопериодической транзитной планеты, известной на данный момент – Kepler-1654 b. Все началось с того, что Охотники за планетами обнаружили у звезды KIC 8410697 одно транзитное событие продолжительностью ~23 часа и глубиной 0.51%, с высокой степенью вероятности вызванное проходом по диску звезды долгопериодической планеты-гиганта. И всего за 5 дней до выхода из строя второго маховика системы ориентации, прервавшего основную миссию «Кеплера», эта планета прошла по диску своей звезды еще раз! Глубина, продолжительность и форма второго транзитного события оказались идентичны первому событию, что позволило соотнести их с одной планетой. Орбитальный период планеты оказался равен 1047.836 ± 0.002 земных суток, т.е. 2.87 земных года!

Авторы статьи провели процедуру валидации новой планеты, т.е. исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы. 21 августа 2015 года они пронаблюдали звезду KIC 8410697, получившую также наименование Kepler-1654, с помощью телескопа Кек II. Тем самым они исключили наличие затменно-переменных двойных фона, расположенных на малом угловом расстоянии от звезды Kepler -1654 (ближе 4 угловых секунд). Также они получили высококачественные спектры звезды и 18 замеров ее лучевой скорости с помощью спектрографа HIRES. В целом вероятность ложного открытия (не планетной природы Kepler-1654 b) составляет 6.2·10^-5.

Радиус Kepler-1654 b составляет 0.82 ± 0.02 радиуса Юпитера, т.е. перед нами газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.03 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ^+0.21/_-0.11. Низкая точность определения эксцентриситета обусловлена тем, что его оценили по форме кривой блеска, а не по рисунку колебаний лучевой скорости звезды, обычно дающему куда более точный результат. Массу планеты измерить не удалось: формально метод измерения лучевых скоростей дает значение 0.13 ± 0.16 масс Юпитера, но поскольку погрешность оказалась больше измеряемой величины, авторы осторожно заявили о верхнем пределе в 0.49 масс Юпитера (с достоверностью 3 стандартных отклонения). Предел на массу автоматически накладывает и верхний предел на среднюю плотность – 1.2 г/куб.см. Скорее всего, Kepler-1654 b представляет собой более теплый аналог Сатурна (температурный режим планеты оказывается средним между температурными режимами Марса и Главного пояса астероидов).

Низкая эффективная температура Kepler-1654 b (~200 K) и связанная с ней малая шкала высот делает эту планету трудной целью для проведения трансмиссионной спектроскопии даже с помощью космического телескопа им. Джеймса Вебба. Тем не менее, при условии определенного везения спектральные особенности все-таки могут быть обнаружены (например, в случае небольшой массы планеты и теплой стратосферы).

Следующий транзит планеты Kepler-1654 b должен произойти 4 февраля 2019 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.08945.pdf

 

 

7 марта 2018
OGLE-2017-BLG-1434L b: супертитан

С помощью метода гравитационного микролинзирования можно открывать планеты, недоступные любым другим методам – в том числе маломассивные холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией. Однако у этого метода есть важный недостаток – форма кривой блеска позволяет хорошо определить отношение масс компонент системы-линзы q, т.е. отношение массы планеты к массе звезды, а не сами эти массы непосредственно. Для определения точных масс необходимо или измерение тонких эффектов на кривой блеска (например, микролинзового параллакса), или независимые наблюдения звезды-источника и звезды-линзы с помощью крупнейших телескопов.

К настоящему моменту методом гравитационного микролинзирования открыто чуть больше полусотни планет. Их относительные массы q распределены приблизительно равномерно в диапазоне -4.3 < log q < -2. Поскольку эффективность микролинзовых обзоров растет с ростом q, такая равномерность означает рост количества планет по мере уменьшения их относительной массы.

Однако исследования последних лет показали, что этот рост наблюдается только до log q ~ -3.75, после чего зависимость меняет знак. Известно всего семь планет с q < 10^-4. Это может означать как резкое уменьшение эффективности метода гравитационного микролинзирования в области малых относительных масс, так и реальное уменьшение количества планет с q < 10^-4.

8 февраля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию восьмой планеты с малым q – OGLE-2017-BLG-1434L b. Хорошее качество данных (и толика везения) позволили измерить микролинзовый параллакс системы-линзы и довольно точно определить ее физические параметры.

Событие микролинзирования OGLE-2017-BLG-1434 было анонсировано обзором OGLE 25 июля 2017 года. К наблюдениям присоединились корейский микролинзовый обзор KMTNet и коллаборация MiNDSTEp. В ночь ожидаемого максимума блеска было получено 75 фотометрических замеров и 50 – на следующую ночь. Плотные ряды наблюдений позволили обнаружить короткую особенность на кривой блеска фоновой звезды, вызванную планетой. Кроме того, исследователям улыбнулась удача – фоновая звезда прошла вблизи каустики системы-линзы, что позволило измерить «эффект конечного размера» фоновой звезды.

Масса звезды-линзы оказалась равной 0.234 ± 0.026 солнечных масс, т.е. перед нами красный карлик. На расстоянии 1.18 ± 0.10 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) расположена планета массой 4.4 ± 0.5 масс Земли. Вся система удалена от нас на 860 ± 90 пк. Температурный режим OGLE-2017-BLG-1434L b оказывается промежуточным между температурными режимами Сатурна и Урана, т.е. перед нами – массивный аналог Титана.

Относительная масса новой планеты q составила 5.8·10^-5, тем самым новая планета стала восьмой в списке с q < 10^-4.

Авторы статьи проанализировали чувствительность обзоров, в которых были открыты микролинзовые планеты с q < 10^-4 и показали, что резкое уменьшение количества планет с малой относительной массой обусловлено не факторами наблюдательной селекции, а имеет физическую природу. Если аппроксимировать распределение планет по относительным массам степенным законом dN/d(ln q) ~ q^p, то для массивных планет с q > 2·10^-4 показатель степени p = -0.93 ± 0.13, а для маломассивных планет с q < 10^-4 этот показатель меняет знак и становится равным p = 1.05 ^+0.78/_-0.68. Таким образом, наиболее распространенными являются планеты, в десять тысяч раз более легкие, чем их родительские звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.02582.pdf

 

 

5 марта 2018
EPIC 247098361 b: горячий сатурн на эксцентричной орбите

Происхождение горячих юпитеров (планет-гигантов на близких к звезде орбитах) до сих пор остается предметом оживленных дискуссий. По современным представлениям, планеты-гиганты образуются за снеговой линией своих звезд в богатых газом протопланетных дисках, а затем так или иначе перемещаются на тесные орбиты. В настоящее время наиболее проработаны две гипотезы: согласно первой, планеты-гиганты мигрируют внутрь системы благодаря гравитационному взаимодействию с протопланетным диском; в этом случае горячий юпитер оказывается на близкой к круговой орбите, мало наклоненной к звездному экватору. Согласно второй, планет-планетное рассеяние или взаимодействие со звездным компаньоном сначала переводит планету-гигант на высокоэллиптическую орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. В последнем случае горячий юпитер может оказаться на резко наклоненной, полярной и даже ретроградной орбите. Возможно, в природе реализуются оба сценария.

Приливные силы ослабевают пропорционально шестой степени большой полуоси орбиты, т.е. очень быстро. Они мало влияют на планеты с величиной большой полуоси, большей 0.1 а.е. Поэтому изучение таких сравнительно удаленных от звезды планет представляет большой интерес в контексте понимания их динамической эволюции.

28 февраля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего сатурна EPIC 247098361 b. Эта планета интересна яркостью родительской звезды (+9.9 звездных величин) и значительной эксцентричностью своей орбиты. EPIC 247098361 b был открыт космическим телескопом им. Кеплера во время 13-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, планетная природа транзитного кандидата была подтверждена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, FEROS и HARPS.

EPIC 247098361 – звезда главной последовательности позднего F-класса, удаленная от нас на 130 ± 4.6 пк. Ее масса оценивается в 1.192 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 1.161 ± 0.023 солнечных радиусов, светимость в 1.72 ± 0.10 раз превосходит солнечную. Звезда слегка обогащена тяжелыми элементами (их на 26% больше, чем в составе Солнца), ее возраст составляет 1.26 ± 0.74 млрд. лет.

Масса планеты EPIC 247098361 b оценивается в 0.397 ± 0.037 масс Юпитера, радиус – в 1.00 ± 0.02 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности ~0.53 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1036 ± 0.0008 а.е. (~19.3 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.258 ± 0.025, и делает один оборот за 11.16845 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты довольно умеренная – 1030 ± 15К. Таким образом, EPIC 247098361 b оказывается в переходной области между прохладными планетами, нагрев которых не влияет на их структуру, и «раздутыми» горячими юпитерами.

Планета EPIC 247098361 b (показана квадратом) на плоскости «эффективная температура – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Массы экзопланет отражены цветом, цветовая шкала расположена справа от графика. Зеленой полосой показана переходная зона между «раздутыми» и не раздутыми планетами.

Значительный эксцентриситет орбиты EPIC 247098361 b говорит о его возможной миграции путем планет-планетного рассеяния или взаимодействия с третьим телом на широкой орбите благодаря механизму Козаи-Лидова. Для проверки последнего предположения было бы желательно измерить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина, к чему авторы открытия и призывают. Также планета будет прекрасной целью для изучения свойств ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.08865.pdf

 

 

2 марта 2018
В системе HD 215152 обнаружены еще две планеты

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил значительное количество компактных плотно упакованных планетных систем, в которых сразу несколько планет расположено глубоко внутри орбиты Меркурия. Своей компактностью и цепочками орбитальных резонансов такие системы больше напоминают спутниковые системы планет-гигантов. По сравнению с ними Солнечная система выглядит рыхлой и пустынной.

Открытие компактных плотно упакованных планетных систем стало достаточно неожиданным – методом измерения лучевых скоростей их обнаруживать крайне сложно. Как правило, планеты, входящие в состав компактных систем, имеют малую массу (порядка нескольких масс Земли), а значит, наводят на свою звезду колебания малой амплитуды. Кроме того, наличие орбитальных резонансов затрудняет выделение из периодиограммы индивидуальных RV-сигналов. Тем не менее, трудно не означает невозможно, и, измеряя лучевые скорости звезды на протяжении долгого времени, можно «расплести» сложное движение звезды вокруг барицентра системы и идентифицировать вклад каждой планеты.

14 февраля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще двух планет у близкого и яркого оранжевого карлика HD 215152, тем самым общее количество известных планет в этой системе достигло четырех. Все четыре планеты образуют компактную плотно упакованную систему, полностью аналогичную компактным системам, обнаруженным «Кеплером». Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрометра HARPS.

Первые две планеты (в текущих обозначениях – c и d) были представлены еще в 2011 году на основе данных, также полученных этим спектрометром. Тогда влияние на лучевую скорость звезды еще не открытых планет привело к высоким видимым эксцентриситетам c и d – ~0.34 и ~0.38, и их завышенным массам. Наблюдения за звездой были продолжены: к настоящему моменту за период в 13 лет получено 373 замера лучевой скорости звезды (с июня 2003 по сентябрь 2016 года). Богатые ряды данных позволили исследователям обнаружить еще две маломассивные планеты.

На данный момент структура планетной системы HD 215152 выглядит так.

Внутренняя планета HD 215152 b имеет орбитальный период 5.7594 ± 0.0002 земных суток, большую полуось орбиты 0.0576 ± 0.0008 а.е. и минимальную массу (параметр m sin i) 2.0 ^+0.4/_-0.7 масс Земли.

У второй планеты HD 215152 c (известной с 2011 года) орбитальный период 7.283 ^+0.004/_-0.009 земных суток, большая полуось орбиты 0.0674 ± 0.0009 а.е. и минимальная масса 1.5 ^+0.8/_-0.6 масс Земли.

Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 5:4.

Минимальная масса третьей планеты HD 215152 d оценивается в 2.7 ^+0.9/_-0.8 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.088 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 10.864 ± 0.006 земных суток. Эта планета также известна с 2011 года.

Планеты c и d близки к орбитальному резонансу 3:2.

Наконец, четвертая планета HD 215152 e вращается на среднем расстоянии 0.154 ± 0.002 а.е. и завершает один оборот за 25.20 ± 0.05 земных суток, ее минимальная масса 3.5 ^+0.5/_-2.1 масс Земли.

Формально эксцентриситеты орбит планет составляют (от внутренней планеты к внешней) 0.36 ^+0.11/_-0.35, 0.16 ^+0.22/_-0.16, 0.33 ^+0.18/_-0.33 и 0.17 ^+0.29/_-0.17. Однако численное моделирование динамической устойчивости показало, что при наклонении плоскости системы в 90° (в этом случае истинные массы планет равны минимальным) эксцентриситеты орбит не могут превышать 0.03, а при наклонении в 30° (тогда истинные массы вдвое превосходят минимальные) – даже 0.02. При наклонении в 15° система неустойчива при любых эксцентриситетах орбит. Таким образом, можно сделать вывод, что орбиты планет в этой системе на самом деле близки к круговым.

Полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды, наводимых планетами, оказываются около 1 м/с (у планеты c – даже 0.7 м/с). Фактически система HD 215152 находится на пределе обнаружения современными средствами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1802.04631.pdf

 

 

27 февраля 2018
OGLE-2016-BLG-1067 b: аналог Сатурна у красного карлика

Поиск внесолнечных планет методом гравитационного микролинзирования позволяет находить планеты, недоступные всем остальным методам – например, холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд, и даже «планеты-странники», свободно плавающие в галактическом диске и не принадлежащие ни одной звезде. Однако у метода гравитационного микролинзирования есть важный недостаток – одну и ту же кривую блеска фоновой звезды может обеспечить сразу несколько различных решений (конфигураций) системы-линзы. Как правило, таких решений четыре, иногда восемь. Чтобы определить, какое именно решение истинно, необходимо или высокое качество кривой блеска, позволяющее измерить различные тонкие эффекты (например, «эффект конечного размера фоновой звезды», связанный с тем, что звезда-источник является не точкой, а диском), или последующие наблюдения звезды-линзы с помощью крупнейших телескопов для получения дополнительной информации.

Важную роль в снятии «вырождения» между различными решениями для системы-линзы играет космический телескоп им. Спитцера. Этот инфракрасный телескоп находится на гелиоцентрической орбите и к настоящему моменту удалился от Земли более чем на 1 а.е. Наблюдая одно и то же событие микролинзирования с помощью наземных телескопов и с помощью «Спитцера», можно измерить т.н. микролинзовый параллакс и резко сократить количество возможных решений для системы-линзы – фактически, определить ее физические характеристики.

18 января 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты OGLE-2016-BLG-1067 b. Событие микролинзирования OGLE-2016-BLG-1067 было анонсировано обзором OGLE 10 июня 2016 года. Также оно было обнаружено обзором MOA под именем MOA-2016-BLG-339. В дальнейшем к наблюдениям подключился и обзор KMTNet. Всего было получено 2520 фотометрических замеров блеска фоновой звезды в разных спектральных каналах (V, R и I).

Это же событие микролинзирования в течение почти 300 часов наблюдал «Спитцер» в лучах с длиной волны 3.6 мкм. К сожалению, в серии наблюдений «Спитцера» случился недельный перерыв из-за временной близости наблюдаемой звезды к Солнцу.

Без данных «Спитцера» кривую блеска фоновой звезды описывало целых восемь различных решений для системы-линзы! Авторы статьи проанализировали их все и сократили количество возможных решений до двух. При этом два оставшихся возможных решения соответствовали близким физическим характеристикам системы-линзы (погрешности в определении массы звезды и расстояния до нее во много раз превысили разницу между обоими решениями).

Итак, OGLE-2016-BLG-1067 – красный карлик массой 0.30 ^+0.15/_-0.12 солнечных масс, удаленный от нас на 3.73 ± 0.67 кпк. На расстоянии 1.70 ± 0.39 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) расположена планета OGLE-2016-BLG-1067 b массой 0.43 ^+0.21/_-0.17 масс Юпитера. Это расстояние в ~2.1 раза превышает радиус снеговой линии, в Солнечной системе расположенной на расстоянии ~2.7 а.е. от Солнца. Таким образом, температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Фоновая звезда и звезда-линза движутся друг относительно друга с угловой скоростью ~8 миллисекунд в год. К 2026 году они разойдутся достаточно, чтобы их можно было наблюдать раздельно с помощью крупнейших наземных телескопов. Это, в свою очередь, позволит существенно уточнить физические свойства звезды OGLE-2016-BLG-1067 и всей системы в целом.

На момент публикации статьи (середина января 2018 года) количество планет, открытых методом гравитационного микролинзирования, достигло 51.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1801.05806.pdf

 

 

22 февраля 2018
О трансмиссионном спектре очень теплого нептуна GJ 436 b

Измерение зависимости глубины транзита от длины волны приходящего излучения, называемое еще трансмиссионной спектроскопией – важный метод изучения атмосфер транзитных экзопланет. Впервые этот метод был применен к транзитным горячим юпитерам: крупные размеры этих планет и большая шкала высот в их атмосфере облегчали получение их трансмиссионных спектров и позволили находить там натрий, калий, водяной пар и другие вещества. Однако трансмиссионная спектроскопия небольших планет (нептунов и суперземель) – несравненно более трудная задача. Из-за меньшего размера диска таких планет по сравнению со звездным диском и из-за малой шкалы высот в атмосфере, обусловленной сравнительно большой средней молекулярной массой атмосферных газов, трансмиссионные спектры получаются плоскими, с малым отношением сигнал/шум. Дополнительно осложняет дело наличие облаков и высотной дымки.

В случае прозрачной, свободной от облаков атмосферы планеты глубина транзита должна достигать минимума на волнах ~0.5 мкм. Для более коротких волн становится существенным рэлеевское рассеяние света, увеличивающее видимый радиус планеты в синих лучах. Для волн короче 0.9 мкм становится существенным поглощение в спектральных полосах различных молекул, также увеличивающих видимый радиус планеты. Напротив, наличие облаков или плотной дымки делает трансмиссионный спектр плоским (не зависящим от длины волны).

Для сравнительно горячих атмосфер важно поглощение в линиях газообразных натрия и калия. Отсутствие этих линий в спектрах более прохладных планет может говорить о конденсации этих элементов в облака из хлорида калия KCl или сульфата натрия Na₂S.

3 января 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии очень теплого нептуна GJ 436 b с помощью спектрографа STIS на «Хаббле». Эта планета была открыта в 2004 году методом измерения лучевых скоростей, а в 2007 году были обнаружены ее транзиты по диску своей звезды (тем самым GJ 436 b стал первым транзитным нептуном, известным людям). Масса планеты оценивается в 21.4 масс Земли (1.25 масс Нептуна), радиус – в 4.2 радиусов Земли (1.1 радиусов Нептуна).

Первые попытки получить трансмиссионный спектр GJ 436 b предпринимались еще в 2009 году. В первом приближении этот спектр является плоским, лишенным деталей, что исключает безоблачную водородную атмосферу. Сведения о составе атмосферы противоречивы – одни авторы заявляли о наличии в ней метана и отсутствии углекислого и угарного газа, другие, напротив, утверждали об обилии угарного газа и недостатке метана.

10 июня 2015 года и 14 июня 2016 года авторы статьи провели наблюдения транзитов GJ 436 b с помощью спектрографа STIS на «Хаббле». Наблюдения проводились в диапазоне 0.53-1.02 мкм, который был разбит на 10 спектральных каналов.

Комбинированный трансмиссионный спектр GJ 436 b по наблюдениям «Хаббла» и «Спитцера». Черными крестами показаны результаты замеров космических телескопов, цветными линиями – предсказания различных атмосферных моделей. Ни одна из моделей не в состоянии в полной мере описать наблюдательные данные.

В пределах погрешностей измерений трансмиссионный спектр GJ 436 b остается плоским. В нем не обнаружено линий натрия и калия (что не удивительно для атмосферы с температурой ~700 K, при которой эти элементы должны сконденсироваться в KCl и Na₂S). Авторы наложили на полученные замеры несколько атмосферных моделей, но ни одна не описала их удовлетворительным образом. Ближе всего к наблюдательным данным две модели: с полупрозрачными облаками и металличностью атмосферы, в 100 раз превышающей солнечную, и безоблачную, но с металличностью, в 1000 раз превышающей солнечную. Обе модели предсказывают трансмиссионный спектр в оптическом диапазоне, близкий к плоскому; чтобы понять, какая из них ближе к истине, нужны наблюдения в инфракрасном диапазоне, которые сможет провести телескоп им. Джеймса Вебба.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1801.00412.pdf

 

 

20 февраля 2018
Подведены предварительные итоги расширенной миссии «Кеплера» K2 за 0-10 наблюдательные кварталы

С выходом из строя в мае 2013 года второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера завершил свою основную миссию, заключающуюся в непрерывном фотометрическом мониторинге участка небесной сферы в районе созвездий Лебедя и Лиры, называемого еще Полем Кеплера. Начиная с весны 2014 года «Кеплер» наблюдает участки неба вблизи эклиптики, причем каждая площадка мониторится около 80 суток (этот период называется наблюдательной кампанией), а затем телескоп перенаправляют на другую площадку. В отличие от своей основной миссии, в рамках K2 «Кеплер» наблюдает в среднем более яркие звезды, доступные для дальнейших исследований (в частности, для измерения масс планет методом лучевых скоростей и для изучения свойств планетных атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии).

Распределение родительских звезд, возле которых вращаются подтвержденные планеты «Кеплера» (показаны розовым цветом), а также родительских звезд транзитных кандидатов (показаны серой штриховкой) и подтвержденных планет (показаны сиреневым цветом) 0-10 наблюдательных кампаний миссии K2 по видимым звездным величинам. Хорошо видно, что звезды, наблюдаемые в рамках расширенной миссии, в среднем на 3 звездные величины ярче звезд, которые мониторились в рамках основной миссии.

15 февраля 2018 года была опубликована статья, посвященная результатам расширенной миссии K2 за 0-10 наблюдательные кампании. Представлены 275 транзитных кандидатов у звезд ярче +13 звездной величины в 233 системах, 149 из них прошли процедуру валидации и являются планетами с вероятностью свыше 99.9%. 39 планет из этих 149 ранее находились в статусе кандидатов, а 56 представляются впервые.

Во время очередной наблюдательной кампании «Кеплер» мониторит от 10 до 40 тысяч звезд в «долгой» моде (фотометрия снимается каждые 30 минут) и от 50 до 200 звезд в «короткой» моде (фотометрия снимается каждую минуту). В статье анализируются данные, полученные с нулевой (тестовой) до десятой наблюдательной кампании за исключением девятой, в которой «Кеплер» наблюдал область галактического балджа в поисках событий микролинзирования.

В своей статье авторы подробно описывают методику обработки «сырых» данных «Кеплера», позволяющую учесть медленный дрейф поля зрения телескопа и увеличить точность фотометрии в несколько раз. Также они описывают процедуру дальнейшего исследования выявленных транзитных кандидатов. Чтобы исключить ложные открытия, каждая звезда с транзитным кандидатом наблюдалась на каком-либо из крупных телескопов, снабженных системой адаптивной оптики – 3.5-метровом WIYN, одном из 8.1-метровых телескопов-«близнецов» Gemini, 10-метровом Кеке, 5.1-метровом телескопе Хейла (Hale) и Большом бинокулярном телескопе. Эти наблюдения позволили исключить имитацию транзитных сигналов, обнаруженных «Кеплером», затменно-переменными двойными фона, попавшими на один пиксель матрицы космического телескопа, чей поперечник составляет 4 угловых секунды. Также с помощью спектрографа TRES были получены спектры звезд с кандидатами – это позволило исключить имитацию транзитных сигналов двойными звездами со скользящими транзитами. Только если вероятность всех ложнопозитивных сценариев оказывалась меньше 0.001%, планета считалась прошедшей процедуру валидации.

Распределение 275 транзитных кандидатов (показано серой штриховкой) и 149 подтвержденных планет (показано сиреневым цветом) по орбитальным периодам. Резкое уменьшение количества кандидатов и планет с периодами свыше ~20 суток вызвано наблюдательной стратегией миссии K2 – каждая наблюдательная площадка мониторится не более 75-80 суток.

Авторы подчеркивают, что их список кандидатов и статистически подтвержденных планет далеко не полон. Они ограничились кандидатами у звезд ярче +13 звездной величины с эффективными температурами от 4250 до 6500К (в подавляющем большинстве – от 5 до 6 тыс. К). Сравнивая свой список со списком, представленным другим научным коллективом (Crossfield et al., 2016), авторы констатировали их лишь частичное пересечение. В частности, из 197 транзитных кандидатов группы Кроссфилда, обнаруженных ими в данных за первые четыре наблюдательных кампании, и 108 их собственных кандидатов за тот же период, общими являются только 53. Более тщательное прочесывание фотометрических данных, полученных «Кеплером» во время расширенной миссии, ради выявления всех возможных кандидатов – дело будущего.

Распределение 275 транзитных кандидатов (показано серой штриховкой) и 149 подтвержденных планет (показано сиреневым цветом) по радиусам. Заметно некоторое уменьшение количества планет с радиусами ~1.8 радиусов Земли, т.е. зазор между «мини-нептунами» и суперземлями.

Самая яркая звезда, возле которой «Кеплер» обнаружил транзитную планету (причем не только в рамках K 2, но и вообще с момента запуска) – HD 212657 (HIP 110758, EPIC 205904628), получившая также наименование K2-167. Ее видимая звездная величина +8.24, это субгигант спектрального класса F7 с массой 1.02 ^+0.12/_-0.09 солнечных масс, радиусом 1.83 ± 0.29 солнечных радиусов и очень низким содержанием металлов – в 2.8 раза меньше солнечного значения. Звезда наблюдалась во время 3-й наблюдательной кампании.

Вокруг HD 212657 вращается горячий мини-нептун с радиусом 2.82 ^+0.52/_-0.45 радиусов Земли и орбитальным периодом 9.9775 ± 0.001 земных суток. Планета станет отличной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба, благодаря которому можно будет определить свойства ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://outer.space.dtu.dk/awm/images/validationpaper.pdf

 

 

14 февраля 2018
В системе K2-141 открыта вторая планета

Среди множества других удивительных открытий космический телескоп им. Кеплера обнаружил класс очень горячих железокаменных планет, вращающихся на расстоянии всего 2-3 звездных радиусов. Орбитальный период таких планет составляет несколько часов. Скорее всего, они лишены плотной атмосферы, а их дневные полушария представляют собой сплошной лавовый океан.

Одной из таких планет стала K2-141 b (EPIC 246393474 b), представленная в ноябре 2017 года. Орбитальный период этой горячей суперземли составляет всего 6.7 часов (0.28032 земных суток)! При радиусе ~1.5 радиусов Земли ее массу оценили в ~5.3 масс Земли, что привело к средней плотности 8.00 ^+1.83/_-1.45 г/куб.см.

12 января 2018 года в Архиве электронных препринтов появилась статья другого научного коллектива, независимо наблюдавшего звезду K2-141. Лука Малавольта (Luca Malavolta) из университета города Падуя (Италия) и его коллеги уточнили параметры родительской звезды (в частности, она оказалась немного больше и горячее, чем было представлено ранее, а ее спектральный класс «изменился» с K7 V на K4 V), подтвердили наличие планеты b на 6.7-часовой орбите и уточнили ее параметры, а также открыли вторую планету, получившую наименование K2-141 c.

Масса планеты b теперь оценивается в 5.08 ± 0.41 масс Земли, радиус – в 1.51 ± 0.05 радиусов Земли, а средняя плотность – в 8.2 ± 1.1 г/куб.см. Оценки, полученные группой Малавольты, находятся в прекрасном согласии с предыдущими оценками.

Внимательно изучая кривую блеска звезды K2-141, полученную «Кеплером», исследователи обнаружили в ней кроме транзитов планеты b дополнительные короткие транзитные сигналы V-образной формы, говорящие о возможных скользящих транзитах еще одной планеты. Орбитальный период нового кандидата составил 7.7485 ± 0.0002 земных суток, всего наблюдалось 9 транзитных событий.

Для измерения массы обеих планет исследователи получили 44 замера лучевой скорости K2-141 с помощью спектрографа HARPS-N с точностью единичного замера 2.9 м/с. К сожалению, массу внешней планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел в 7.4 масс Земли. Однако планета K2-141 c прошла процедуру валидации, вероятность ложного открытия авторы оценивают в 4.8·10^-4. Радиус внешней планеты также определен довольно плохо – в 7.0 ^+4.6/_-2.8 радиусов Земли. Скорее всего, ближе к истине нижняя оценка, и перед нами нептун или мини-нептун.

Интересно, что авторы нашли на кривой блеска вторичные минимумы планеты K2-141 b (ослабление общего блеска системы, когда планета заходит за звезду) глубиной 23 ± 4 ppm. Формально геометрическое альбедо планеты b оказалось равным 0.30 ± 0.06, однако при таких высоких температурах, какие ожидаются на ее дневном полушарии, необходимо учитывать ее собственное тепловое излучение. С учетом теплового излучения альбедо дневного полушария K2-141 b оказалось очень низким – 0.01 ^+0.05/_-0.01, температура подзвездной точки достигла 3000К, а средняя температура дневного полушария – 2400К. Эффективность переноса тепла на ночную сторону планеты очень низка, что должно приводить к сильным температурным контрастам. Однако для того, чтобы более-менее точно определить температуру ночного полушария, нужны наблюдения в ИК диапазоне.

В целом, система K2-141 b станет прекрасной целью для телескопа им. Джеймса Вебба.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1801.03502.pdf

 

 

12 февраля 2018
K2-138: первая 5-планетная система, обнаруженная астрономами-любителями

Вот уже почти три года космический телескоп им Кеплера в рамках расширенной миссии K2 наблюдает участки небесной сферы, расположенные вблизи эклиптики. Каждый участок мониторится в течение ~80 суток (этот период называется наблюдательной кампанией), затем телескоп вынужден перенаправляться на другую площадку так, чтобы его оптическая ось оказалась примерно параллельна солнечным лучам. На каждой площадке «Кеплер» получает фотометрию от 13 до 28 тыс. звезд, в кривых блеска которых исследователи ищут транзиты экзопланет. Примерно через три месяца после окончания очередной наблюдательной кампании полученные данные выкладываются в открытый доступ.

Как правило, поиск в данных транзитных сигналов ведут автоматические алгоритмы. Но тут есть своя тонкость. Кроме транзитов планет кривые блеска звезд содержат много других особенностей как астрофизической (затменно-переменные двойные и вспыхивающие звезды, космические лучи, и пр.), так и инструментальной природы. Эти особенности распознаются алгоритмами не всегда адекватно – бывает, что те или находят транзиты там, где их нет (это так называемые ложнопозитивы), или пропускают транзиты там, где они есть. Поскольку человеческий мозг гораздо лучше приспособлен к выявлению в зашумленных данных определенных паттернов, поиск планет «вручную» (т.е. с помощью людей-волонтеров) иногда приносит успех там, где автоматические алгоритмы терпят неудачу.

За последние годы было организовано несколько интернет-проектов, посвященных поиску в данных «Кеплера» транзитных сигналов. Самым известным из них является проект Охотников за планетами (Planet Hunters). В апреле 2017 года стартовал еще один волонтерский проект – Exoplanet Explorers, специально посвященный обработке данных, полученных в рамках миссии K2. Как и Охотники за планетами, новый проект базируется на платформе Zooniverse.

22 января 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию K2-138 – первой планетной системы, обнаруженной волонтерами Exoplanet Explorers. Эта система включает в себя пять транзитных планет с радиусами от 1.6 до 3.3 радиусов Земли, плотно упакованных глубоко внутри орбиты Меркурия. K2-138 является хорошим примером плоской компактной системы, аналоги которой были обнаружены «Кеплером» еще в рамках основной миссии.

Итак, K2-138 (EPIC 245950175) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 183 ± 17 пк. Его масса оценивается в 0.93 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость примерно вполовину меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в полтора раза больше, чем в составе Солнца.

Кривая блеска K2-138 демонстрирует пять транзитных сигналов с периодами 2.353, 3.560, 5.405, 8.261 и 12.758 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.57 ^+0.28/_-0.17, 2.52 ^+0.34/_-0.16, 2.66 ^+0.39/_-0.18, 3.29 ^+0.35/_-0.18 и 2.81 ^+0.36/_-0.19 радиусов Земли. Эксцентриситеты орбит планет не превышают 0.403, 0.296, 0.348, 0.315 и 0.364, соответственно, однако, скорее всего, они близки к нулю. Освещенность на орбите самой внешней планеты в 51 ± 4 раз больше освещенности на орбите Земли, остальные планеты нагреты еще сильнее.

В 14 угловых секундах к западу от K2-138 расположен звездный компаньон на 5.6 звездных величин слабее (в красных лучах). Световое загрязнение кривой блеска K2-138, создаваемое компаньоном, незначительно и почти не влияет на размеры планет. Если же предположить, что транзитные планеты вращаются именно вокруг тусклого компаньона, а не вокруг K2-138, то их размеры для обеспечения наблюдаемой глубины транзитов должны быть увеличены в 13.6 раз. При этом они превысят размеры самой крупной из известных экзопланет – WASP-79 b, что, с учетом очень плотной компоновки этой системы, выглядит совершенно невероятным.

Все пять планет этой системы связаны друг с другом уникальной цепочкой орбитальных резонансов 3:2. Это говорит о медленной совместной миграции планет и невозмущенной (динамически холодной) планетной системе.

Ожидаемые массы планет в этой системе лежат в диапазоне 4-7 масс Земли. Гравитационное взаимодействие планет друг с другом должно создавать периодические отклонения времени наступления транзитов на 2.5-7 минут. Возможно, массы планет удастся измерить TTV-методом путем наблюдений транзитов в этой системе космическим телескопом им. Спитцера. Другая возможность заключается в измерении масс планет методом измерения лучевых скоростей родительской звезды – ожидаемая полуамплитуда колебаний несколько превышает 2 м/с и с трудом, но все же может быть измерена.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1801.03874.pdf

 

 

8 февраля 2018
У оранжевого карлика LP415-17 обнаружены три небольшие транзитные планеты

Красные и поздние оранжевые карлики – очень привлекательная цель для поисков рядом с ними небольших планет, поскольку из-за своей малой массы такие звезды заметнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, чем солнцеподобные звезды, а из-за меньшего радиуса транзиты планет оказываются глубже. Особенно эффективен в поисках небольших планет космический телескоп им. Кеплера – благодаря высочайшей точности астрометрии и отсутствию атмосферы он может находить транзитные планеты с радиусом до 1 радиуса Земли и даже меньше. Поискам благоприятствует широчайшая распространенность небольших планет (суперземель и мини-нептунов) у звезд малой массы.

22 января 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию у звезды LP415-17 трех транзитных планет. Открытие было сделано космическим телескопом им. Кеплера в рамках 13-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, проходившей с 8 марта по 27 мая 2017 года.

LP415-17 (EPIC 210897587) – звезда главной последовательности спектрального класса K6 V. Ее масса оценивается в 0.65 ^+0.06/_-0.03 солнечных масс, радиус – в 0.58 ^+0.06/_-0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 10 раз меньше светимости Солнца. Период вращения вокруг своей оси, составляющий 29.6 ± 0.4 земных суток, говорит о зрелом возрасте. Звезда удалена от нас на 82 ⁺²⁹/_-12 пк.

Кривая блеска LP415-17 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 6.342 ± 0.002, 13.850 ± 0.006 и 40.718 ± 0.005 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.8 ^+0.2/_-0.1, 2.6 ^+0.7/_-0.2 и 1.9 ^+0.7/_-0.2 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Вероятность того, что перед нами ложное открытие, по оценкам авторов не превышает 0.4%.

Авторы попытались оценить массы планет, исходя из эмпирического соотношения масса-радиус для планет с радиусами от 1.5 до 4 радиусов Земли:

Они получили значения (от внутренней планеты к внешней) ~4.7, ~6.5 и ~4.9 масс Земли. Планеты таких масс будут наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудами ~2.2, ~2.3 и ~1.2 м/с, соответственно. Такие величины вполне доступны новому поколению высокоточных спектрографов, например, таких, как ESPRESSO, установленный на VLT.

Исследователи оценили эффективные температуры планет в 708 ⁺³⁸/_-31, 583 ⁺⁵²/_-35 и 381 ⁺⁴⁷/_-25К. Температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Благодаря яркости родительской звезды (+9.5 в инфракрасной полосе K) планеты оказываются привлекательной целью для космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба, который сможет исследовать свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Примечание от 12 марта 2018 года: звезда LP415-17 получила также наименование K2-155. Согласно новому исследованию, ее масса и радиус оказались меньше, а сама звезда расположена ближе (на расстоянии 62.3 ± 9.3 пк от Солнца). Соответственно, несколько уменьшились размеры всех трех планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1801.06249.pdf

 

 

3 января 2018
KELT-21 b: транзитный горячий юпитер у бедной металлами A-звезды

Подавляющее большинство внесолнечных планет открыто у звезд спектральных классов от позднего F до M с температурой фотосферы менее 6500К. Это обусловлено тем, что более горячие звезды быстро вращаются и не имеют в своем спектре четких узких линий, по смещению которых можно измерять их лучевые скорости с приемлемой точностью. А это, в свою очередь, говорит о повышенной сложности (практической невозможности) поисков планет методом измерения лучевых скоростей или измерения массы транзитных планет. Поэтому B, A и ранние F-звезды обычно исключаются из числа целей, наблюдаемых экзопланетными обзорами.

Однако наземный транзитный обзор KELT, напротив, оказался весьма эффективен в поисках транзитных горячих юпитеров у A и ранних F-звезд. Это связано с тем, что KELT наблюдает звезды в диапазоне 8-11 звездных величин, т.е. более яркие, чем цели большинства других наземных транзитных обзоров. В этом диапазоне доля горячих звезд весьма велика. При этом из-за того, что KELT приступил к работе сравнительно поздно, транзитные планеты у ярких GKM-звезд в большинстве своем уже были открыты более ранними транзитными обзорами. По совокупности этих двух факторов более половины планет, открытых KELT, вращается вокруг звезд с температурой фотосферы выше 6250К.

12 декабря 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего юпитера у звезды HD 332124, получившей также наименование KELT-21. Это звезда спектрального класса A8 V массой 1.46 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 1.64 ± 0.034 солнечных радиусов и светимостью 8.03 ± 0.54 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов (их в 2.5 раза меньше, чем в составе Солнца) и очень быстро вращается (проективная скорость вращения v sin i на экваторе достигает 146 км/с).

На расстоянии 1.2 угловых секунд от главной звезды (в ~510 а.е. в проекции на небесную сферу) расположена тесная пара M-звезд с массами 0.13 и 0.11 солнечных масс. Скорее всего, все они образуют физически связанную иерархическую тройную систему, однако строго это еще не доказано. Система удалена от нас на 415 ± 49 пк.

Кривая блеска KELT-21 демонстрирует транзитный сигнал с глубиной около 1% и периодом 3.61278 земных суток. Чтобы убедиться в планетной природе транзитного кандидата, исследователи провели процедуру валидации. К сожалению, из-за быстрого вращения звезды и вызванного им уширения спектральных линий измерить массу планеты не удалось, был получен только верхний предел в 3.91 масс Юпитера. Однако измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита показало, что планета вращается именно вокруг главной звезды системы KELT-21. Проекция наклонения орбиты планеты к оси вращения звезды оценивается в -5.6 ± 1.9°, т.е. KELT-21 b вращается по орбите, мало наклоненной к экваториальной плоскости звезды на расстоянии всего 6.86 звездных радиусов. Радиус планеты составляет 1.586 ± 0.04 радиусов Юпитера, эффективная температура достигает 2051 ± 30К.

Яркость KELT-21 в инфракрасном диапазоне (ее звездная величина в полосе J составляет +10.15) и высокая температура планеты благоприятны для наблюдений вторичного минимума. Это позволит провести изучение свойств атмосферы горячего юпитера методами эмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1712.03241.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