планетные системы
планетные системы
новости планетной астрономии
статьи
статистика
поиск
глоссарий
галерея
обновления
о сайте
ссылки

25 мая 2019
Россыпь долгопериодических планет-гигантов от Женевской группы
прямая ссылка на эту новость

Планет-гигантов, удаленных от своих звезд на расстояния от 5 до 50 а.е., известно очень мало. В этой области параметров находится своего рода «слепое пятно» внесолнечной планетологии. Транзитный метод на таких расстояниях неприменим, поскольку вероятность транзитной конфигурации становится совершенно ничтожной. Метод прямого получения изображений работает лишь для очень молодых систем и массивных планет, сохраняющих высокую температуру на протяжении десятков и сотен миллионов лет. Наконец, чтобы находить планеты методом измерения лучевых скоростей, необходимо вести регулярные наблюдения на протяжении хотя бы одного орбитального периода предполагаемой планеты. Важнейшее значение здесь имеет даже не максимально возможная точность единичного измерения лучевой скорости, а продолжительность наблюдений.

Хорошим примером такого обзора является обзор CORALIE, проводимый Женевской группой и начавший свою работу более двух десятилетий назад. В рамках этого обзора ведется мониторинг лучевых скоростей 1647 звезд южного неба спектральных классов от F8 до K0, расположенных не далее 50 пк от Солнца. Точность единичного замера составляет обычно 3.5-6 м/с. Обзором CORALIE уже обнаружено около 140 планетных кандидатов.

4 апреля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована очередная статья этого коллектива, посвященная открытию четырех долгопериодических планет-гигантов и двух легких коричневых карликов. Авторы представили по одной планете у звезд HD 181234 и HD 25015, нашли по второй планете у звезд HD 50499 и HD 92788, и уточнили параметры уже известной экстремально эксцентричной планеты HD 98649 b. Кроме собственных замеров, полученных спектрографом CORALIE, исследователи использовали измерения, проведенные другими научными группами на спектрографах HARPS, HIRES и HAMILTON.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст,
млрд. лет
Металличность [Fe/H]
47.85 ± 0.13
G5 V
1.01 ± 0.06
1.05 ± 0.07
6.3 ± 2.6
0.32 ± 0.05
37.45 ± 0.07
K1 V
0.86 ± 0.05
0.83 ± 0.04
4.0 ± 3.4
0.04 ± 0.04
46.34 ± 0.06
G0 IV
1.31 ± 0.07
1.42 ± 0.02
2.4 ± 0.6
0.38 ± 0.03
34.69 ± 0.06
G6 V
1.15 ± 0.07
1.14 ± 0.02
2.55 ± 1.5
0.27 ± 0.02

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, лет
Минимальная масса m sin i,
масс Юпитера
Эксцентриситет орбиты
HD 181234 b
7.52 ± 0.16
20.43 ± 0.22
8.37 ± 0.35
0.73 ± 0.01
HD 25015 b
6.19 +0.45/-0.23
16.48 +1.86/-0.72
4.48 ± 0.30
0.39 ± 0.09
HD 50499 c
9.02 +1.73/-0.18
23.6 +7.18/-1.11
2.93 +0.73/-0.18
0 +0.14
HD 92788 c
10.5 +2.9/-0.55
31.8 +13.8/-2.5
3.67 ± 0.30
0.46 +0.12/-0.03

Орбитальные периоды планет HD 50499 c и HD 92788 c превышают время наблюдений за их родительскими звездами (19.9 и 18.8 лет, соответственно). Обе они прошли только часть орбитального эллипса, поэтому параметры их орбит определены с большими погрешностями. Будущие наблюдения помогут уточнить строение этих систем.

Новые планеты следуют хорошо известной закономерности, согласно которой распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью звезды. Также обращает на себя внимание высокая эксцентричность трех из четырех новых планет. Такие высокие эксцентриситеты говорят о бурной динамической истории («взболтанности») планетных систем, включающей в себя эпизоды планет-планетного рассеяния или возмущения орбит другими звездами. В отличие от систем HD 181234, HD 25015, HD 92788 и особенно HD 98649 Солнечная система возмущена слабо.


Планеты и коричневые карлики, представленные в статье (показаны желтыми звездами) на плоскости «большая полуось орбиты – масса планеты». Красными точками показаны планеты, найденные методом лучевых скоростей, синими точками – объекты, обнаруженные на снимках. Новые массивные долгопериодические планеты, открытые обзором CORALIE, попадают в зазор между этими группами планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1904.01573.pdf

 

 

23 мая 2019
MASCARA-4 b: экстремально горячий юпитер на ретроградной орбите
прямая ссылка на эту новость

Транзитные горячие гиганты – самая легкая и удобная цель как для обнаружения, так и для дальнейшего изучения. Благодаря глубоким транзитам планеты этого типа регистрируются наземными автоматическими телескопами с небольшой апертурой, из-за значительной массы и близкой орбиты они наводят на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой в десятки и даже сотни метров в секунду, доступные для измерения спектрографами не слишком высокой точности. Протяженные нагретые водородно-гелиевые атмосферы горячих гигантов имеют большую шкалу высот, что облегчает их изучение методами трансмиссионной спектроскопии. Наконец, измерение эффекта Мак-Лафлина, называемого еще «доплеровской тенью», позволяет измерять наклонение орбиты планеты к экватору звезды.

Удобнее всего изучать горячие гиганты, вращающиеся вокруг ярких звезд. Наземный транзитный обзор MASCARA посвящен поиску планет у звезд 4-8 видимой звездной величины, т.е. гораздо более ярких, чем те, что исследуются большинством других наземных транзитных обзоров. MASCARA основан на фотометрических наблюдениях, проводимых двумя комплексами автоматических телескопов: один наблюдает северное небо и расположен в Ла Пальма на Канарских островах, второй ведет наблюдения в южном полушарии и расположен на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. Обзор MASCARA сотрудничает с командой инструмента bRing, предназначенного для наблюдений системы бета Живописца и ее планеты-гиганта бета Живописца b.

8 апреля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты у яркой звезды HD 85628, получившей также наименования MASCARA-4. Кривая блеска этой звезды продемонстрировала сильный транзитный сигнал с периодом 2.82406 ± 0.00003 земных суток. Авторы измерили массу планеты методом лучевых скоростей с помощью спектрографа FIDEOS, также благодаря быстрому вращению звезды удалось измерить эффект Мак-Лафлина и определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды. Орбита нового горячего гиганта оказалась ретроградной!

HD 85628A (MASCARA-4, bRing-1) – звезда главной последовательности спектрального класса A3 V, удаленная от нас на 171.54 ± 0.94 пк. Ее масса оценивается в 1.75 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.92 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость в 12.23 ± 0.66 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет примерно 800 млн. лет.

На расстоянии 4.336 угловых секунд от HD 85628A (в 736 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса K7 V – M0 V, имеющий близкое собственное движение и, скорее всего, физически с ней связанный.

Из-за высокой температуры фотосферы (7800 ± 200К) и быстрого вращения лучевая скорость звезды измерялась с большими погрешностями (~200 м/с), это объясняет низкую точность в определении массы планеты.

Масса горячего гиганта MASCARA-4 b оценивается в 3.1 ± 0.9 масс Юпитера, радиус – в 1.53 +0.07/-0.04 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.047 ± 0.004 а.е. (~5.25 звездных радиусов) и нагрета до 2100 ± 100К. Аномальный эффект Мак-Лафлина, измеренный во время транзита, говорит о резком наклоне орбиты к оси вращения звезды – 247.5 ± 1.7° – фактически, планета находится на ретроградной орбите. MASCARA-4 b стала 15-й планетой на ретроградной орбите, известной людям, причем ее родительская звезда HD 85628A – самая яркая из всех, что имеют такие планеты.


«Доплеровская тень» планеты MASCARA-4 b и ее путь по диску звезды. Голубым цветом показана полусфера звезды, приближающаяся к нам из-за вращения звезды вокруг своей оси, розовым цветом – удаляющаяся.

Система MASCARA-4 подтверждает уже подмеченную закономерность – планеты с резко наклоненными орбитами чаще встречаются у горячих звезд (с температурой фотосферы свыше 6300К).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1904.02733.pdf

 

 

22 мая 2019
Открыта четвертая планета в системе K2-32
прямая ссылка на эту новость

Большинство транзитных планет, найденных «Кеплером» как в течение основной, так и во время расширенной миссии, были обнаружены автоматическим алгоритмом Box Least Squares (BLS), ищущем на кривых блеска целевых звезд периодические П-образные провалы. 2 апреля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, авторы которой воспользовались новым усовершенствованным алгоритмом Transit Least Squares (TLS), оптимизированным под поиск мелких транзитов землеразмерных планет, и обнаружили новую (четвертую) транзитную планету у звезды K2-32. Тестовые исследования (внедрение в кривые блеска искусственных транзитных сигналов вместе с шумом) показали, что TLS чувствительнее BLS при одинаковом уровне ложноположительных срабатываний (~1% при отношении сигнал/шум, равном 7). Вероятность того, что новая планета является ложнопозитивом, не превышает 3.1·10-4, так что она прошла порог валидации; планета получила наименование K2-32 e.

Радиус K2-32 e составляет 1.01 ± 0.1 радиусов Земли, ее орбитальный период – 4.3488 ± 0.0008 земных суток – перед нами горячая земля, самая близкая к звезде из четырех планет, известных в этой системе. Масса планеты неизвестна, но авторы оценивают ее в 1-1.4 масс Земли (вторая оценка появляется в предположении, что K2-32 e обогащена железом). Планета такой массы будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 0.4-0.6 м/с – слишком незначительная величина для надежного измерения современными средствами.

Планеты системы K2-32 связаны друг с другом цепочкой орбитальных резонансов 1:2:5:7 (точнее, близки к этим резонансам, но в точности в них не попадают). Амплитуда вариаций времени наступления транзитов планеты e оценивается в ~140 секунд (2.33 минуты). Из данных «Кеплера» такой TTV-сигнал не выделить (фотометрия звезды K2-32 снималась в длинной моде – т.е. лишь каждые полчаса), но его можно будет поймать в будущем, например, благодаря наблюдениям спутника ChEOPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1904.00651.pdf

 

 

20 мая 2019
Три горячих гиганта от Катарского экзопланетного обзора
прямая ссылка на эту новость

Катарский экзопланетный обзор (QES) – прекрасный пример того, что делать научные открытия могут и ученые из самых маленьких стран. Основанный Калидом Алсубаи, обзор QES основан на фотометрических наблюдениях, проводимых системой автоматических телескопов, установленных в обсерватории Нью Мексико, США. Собственное программное обеспечение помогает находить в данных транзитные кандидаты, их кривые блеска затем просматривают глазами. Родительские звезды проходят процедуру валидации и измерения массы планет методом лучевых скоростей с помощью спектрографа TRES. К середине марта 2019 года QES обнаружил 7 транзитных планет, все – горячие гиганты.

10 мая 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще трех планет – горячего сатурна Qatar-8 b и двух горячих юпитеров Qatar-9 b и Qatar-10 b.

Qatar-8 – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 276.7 ± 3.4 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.315 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость на 69 ± 7% превышает светимость Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом 8.3 ± 2.1 млрд. лет.

Масса горячего сатурна Qatar-8 b составляет 0.37 ± 0.06 масс Юпитера, что при радиусе 1.285 ± 0.022 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.216 ± 0.037 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0474 ± 0.0008 а.е. (7.76 ± 0.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.715 ± 0.001 земных суток. Эффективная температура Qatar -8 b оценивается в 1457 ± 14К.

Малая плотность и сравнительно высокая температура планеты приводят к большой шкале высот ~ 930 км (на Земле – около 8 км). Яркость родительской звезды (+11.53 в видимых лучах) благоприятствует будущему изучению свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Qatar-9 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 211.4 ± 1.6 пк. Эта звезда заметно легче и тусклее Солнца: ее масса – 0.72 ± 0.024 солнечных масс, радиус – 0.696 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость составляет только 15.1 ± 0.4% солнечной светимости. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст Qatar-9 очень неуверенно оценивается в 7.5 ± 4.5 млрд. лет.

При массе 1.19 ± 0.16 масс Юпитера радиус Qatar-9 b составляет 1.009 ± 0.014 радиусов Юпитера (средняя плотность – 1.43 ± 0.2 г/куб.см, относительно высокая для горячего юпитера). Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0234 ± 0.0003 а.е. (7.24 ± 0.07 звездных радиусов) и завершает один оборот за 1.54073 ± 0.00004 земных суток. Из-за невысокой светимости звезды эффективная температура планеты довольно умеренная – 1134 ± 9К.

Qatar-10 – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V. Она, напротив, несколько массивнее и горячее Солнца: масса больше солнечного на 16 ± 7%, радиус – на 25.4 ± 2.6%, светимость – почти вдвое. В отличие от обеих предыдущих звезд Qatar-10 довольно молода – ее возраст оценивается в 3.2 ± 1.9 млрд. лет. Система удалена от нас на 539 ± 10 пк.

Горячий юпитер Qatar-10 b действительно горяч: его эффективная температура достигает 1955 ± 25К. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 4.9 звездных радиусов (0.0286 ± 0.0006 а.е.) и делает один оборот за 1.64532 ± 0.00001 земных суток. Как и многие сильно нагретые планеты, Qatar-10 b заметно «раздут» – его радиус достигает 1.543 ± 0.04 радиусов Юпитера. При массе 0.74 ± 0.09 масс Юпитера его приводит к средней плотности 0.248 ± 0.036 г/куб.см.


Планеты Qatar-8 b (красная точка), Qatar-9 b (зеленая точка) и Qatar-10 b (синяя точка) на плоскости «эффективная температура планеты – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Видно, что в среднем с увеличением температуры радиус планет увеличивается (планеты «раздуваются»).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.09258.pdf

 

 

17 мая 2019
GJ 685 b: теплый нептун у близкого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Многочисленные исследования, проведенные в последние годы, показали, что небольшие планеты гораздо многочисленнее планет-гигантов, особенно у звезд красных карликов. Одна из научных программ, посвященных поиску планет у близких и сравнительно ярких красных карликов методом измерения лучевых скоростей – HADES (Harps-n red Dwarf Exoplanet Survey). В рамках HADES спектрограф HARPS-N измеряет лучевые скорости близких хорошо изученных звезд спектральных классов от M0 V до M3 V. Шесть планет уже было открыто, объявляется об открытии седьмой.

29 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная легкому нептуну у красного карлика GJ 685. Звезда наблюдалась на HARPS-N с 27 мая 2013 года по 17 октября 2017 года, всего за 1605 дней было получено 106 замеров ее лучевой скорости. Кроме RV-измерений исследователи вели тщательный мониторинг всех признаков звездной активности, чтобы отделить колебания, наведенные возможной планетой, от собственных колебаний звезды.

GJ 685 (HIP 86087) – красный карлик спектрального класса M0.5 V, удаленный от нас на 14.322 ± 0.008 пк. Его масса оценивается в 0.55 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в ~17.9 раз меньше светимости Солнца. Период вращения звезды вокруг своей оси – 16.3 ± 4.2 суток (оно дифференцировано в зависимости от широты).

Лучевая скорость GJ 685 демонстрирует колебания с периодами ~9, ~18 и ~24 земных суток. Первые два явно коррелируют с признаками звездной активности и, скорее всего, соответствуют периоду вращения звезды вокруг своей оси и его первой гармонике (полупериоду). Третий, напротив, демонстрирует высокую степень когерентности и с признаками звездной активности не коррелирует. После анализа всех иных возможностей исследователи пришли к выводу, что третий сигнал вызывает планета GJ 685 b.

Минимальная масса (параметр m sin i) GJ 685 b – 9.0 ± 1.8 масс Земли, это легкий нептун. Большая полуось орбиты – 0.1344 ± 0.0052 а.е. Формально эксцентриситет орбиты равен 0.14 +0.18/-0.10, однако критерий Байеса (BIC) для круговой орбиты выше, так что авторы сочли, что эксцентриситет GJ 685 b близок к нулю. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы поискали в данных другие периодические сигналы или дополнительный дрейф лучевой скорости, сказавший бы о наличии планеты на широкой орбите, но ничего не нашли. Маловероятно, что вокруг GJ 685 вращается только одна планета, но массы остальных, видимо, гораздо меньше, и их RV-сигналы тонут в шумах.


Планеты у красных карликов, обнаруженные методом лучевых скоростей, на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Красным цветом показаны планеты из мультипланетных систем, синим – планеты, выглядящие одиночными.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.11853.pdf

 

 

16 мая 2019
WASP-180A b: горячий юпитер на ретроградной орбите
прямая ссылка на эту новость

Измерение эффекта Мак-Лафлина (т.е. регистрация изменения средней лучевой скорости звезды во время транзита, меняющейся по мере того, как планета движется по звездному диску) позволяет определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды. В Солнечной системе все планеты движутся по орбитам в одну сторону, и в ту же сторону Солнце вращается вокруг своей оси, а плоскость эклиптики наклонена к экватору Солнца всего на 7°. Однако многие горячие юпитеры находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Это означает, что они попали на свои текущие орбиты не в результате спокойной миграции в протопланетном диске, а после эпизода планет-планетного рассеяния, перехода на резко эксцентричные орбиты и дальнейшего скругления орбит приливными силами. Как вариант, переход на эксцентричную орбиту может быть и постепенным – если у родительской звезды есть звездный или субзвездный компаньон на орбите, резко наклоненной к плоскости орбиты планеты, эта орбита может вытянуться за счет механизма Козаи-Лидова.

20 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего гиганта у компонента визуальной двойной WASP-180A. Транзитный кандидат был обнаружен наземным обзором SuperWASP, проверка его планетной природы и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS. Кроме того, авторы измерили эффект Мак-Лафлина и определили наклонение орбиты планеты к экватору звезды.

WASP-180A – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V, удаленная от нас на 255.8 ± 3.5 пк. Ее масса оценивается в 1.3 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.19 ± 0.06 солнечных радиусов. Звезда быстро вращается, ее возраст составляет 1.2 ± 1 млрд. лет.

На расстоянии 4.854 угловых секунд (~1400 а.е.) расположен звездный компаньон WASP-180B спектрального класса G, вносящий примерно 30% в общий блеск системы. Звезды расположены примерно на одном расстоянии и имеют близкое собственное движение, что говорит об их физической связи. Авторы статьи учли световое загрязнение, вносимое компаньоном в кривую блеска родительской звезды, и скорректировали размеры планеты.

Масса планеты WASP-180A b составляет 0.8 ± 0.1 масс Юпитера, что при радиусе 1.29 ± 0.07 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.505 ± 0.093 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.27) на среднем расстоянии 0.048 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 3.40927 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается в 1570 ± 50К.

WASP-180A b оказался на ретроградной орбите – наклонение его орбиты к оси вращения звезды (точнее, проекция этого угла на небесную сферу) составило -162 ± 5°! Планета следует уже подмеченной закономерности для горячих юпитеров, вращающихся вокруг горячих (горячее 6250К) звезд – эти планеты очень часто оказываются на резко наклонных орбитах.

Авторы связывают наклон орбиты WASP-180A b с наличием звездного компаньона WASP-180B и показывают, что его гравитационное влияние по механизму Козаи-Лидова вполне могло перевести планету на его текущую ретроградную орбиту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.08002.pdf

 

 

15 мая 2019
Три маленькие транзитные планеты у близкого красного карлика L 98-59
прямая ссылка на эту новость

Миссия TESS продолжает радовать нас новыми открытиями. 20 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трех маленьких транзитных планет у близкого и яркого красного карлика L 98-59. Звезда наблюдалась на втором секторе (с 23 августа по 20 сентября 2019 года) и после обнаружения транзитных кандидатов прошла стандартную процедуру валидации.

L 98-59 (TOI -175) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 10.623 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.32 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.291 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость в ~88 раз меньше светимости Солнца. Низкая активность и отсутствие быстрого вращения говорит о зрелом возрасте звезды (во всяком случае, больше 1 млрд. лет).

На расстоянии 80 угловых секунд от L 98-59 расположена затменно-переменная двойная заднего фона (расстояние до нее оценивается от 1 до 5 кпк) с периодом 10.43 суток. Остальные соседние звезды слишком слабые, чтобы существенно загрязнить кривую блеска L 98-59 и повлиять на параметры планет. Спектры L 98-59, полученные с помощью спектрографа CHIRON, показали отсутствие каких-либо признаков двойственности, это значит, что звезда является одиночной.

Кривая блеска демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 2.2532 ± 0.0003, 3.6904 ± 0.0003 и 7.4513 ± 0.0006 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.72 ± 0.06, 1.29 ± 0.11 и 1.37 ± 0.15 радиусов Земли. Средняя плотность звезды, полученная из анализа формы транзитов (~18 г/куб.см) соответствует средней плотности, найденной из спектральных наблюдений, что говорит о том, что по крайней мере две внешние планеты вращаются именно вокруг этой звезды (транзит внутреннего кандидата слишком мелкий, чтобы можно было сделать какие-то выводы). Таким образом, система подтверждена статистически.

Массы планет еще не измерялись, однако авторы исследования, исходя из теоретических моделей, оценили их в 0.3 +0.2/-0.1, 2.0 +1.6/-0.7 и 2.3 +1.9/-0.9 масс Земли, соответственно. С помощью численного моделирования исследователи проанализировали динамическую устойчивость системы, рассмотрев два случая: с массами планет, равными наиболее вероятным значениям (0.3, 2 и 2.3 масс Земли), и с массами, превышающими наиболее вероятные на одно стандартное отклонение (т.е. 0.5, 3.6 и 4.2 масс Земли). В случае круговых орбит система оставалась устойчивой с обоими наборами масс. Однако при эксцентриситетах орбит, равных 0.1, система теряла устойчивость примерно через полмиллиона оборотов внешней планеты, т.е. примерно за 10 тыс. лет. Отсюда был сделан вывод, что эксцентриситеты всех трех планет не превышают нескольких процентов, т.е. орбиты близки к круговым.

Планеты c и d близки к орбитальному резонансу 2:1, однако заметных вариаций времени наступления транзитов обнаружено не было. Из необнаружения TTV-сигналов авторы получили верхние пределы на массы двух внешних планет – 13.1 масс Земли для планеты c и 5 масс Земли для планеты d. Однако эти пределы слишком мягкие, чтобы хоть как-то ограничить состав планет.

Внутренние планеты оказываются горячее Меркурия, температурный режим внешней планеты – промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры. Авторы рассматривают планету L 98-59 d как массивный аналог Венеры.

TESS продолжит наблюдения звезды L 98-59 на 5, 8, 9, 10, 11, 12 секторах, что поможет уточнить радиусы планет и, если повезет, позволит обнаружить новые транзитные планеты на более широких орбитах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.08017.pdf

 

 

13 мая 2019
Система HD 213885: транзитная суперземля на 1-суточной орбите и не транзитный нептун
прямая ссылка на эту новость

Одним из интригующих типов экзопланет являются т.н. планеты с ультракоротким периодом (USP). Их орбитальные периоды близки к одним земным суткам или даже меньше, радиусы, как правило, не превышают двух радиусов Земли, а химический состав предполагается близким к земному. «Кеплер» обнаружил более сотни таких планет, однако большинство из них вращаются вокруг тусклых звезд, что не позволяет измерить их массу методом лучевых скоростей.

В отличие от «Кеплера» миссия TESS ведет поиск планет у сравнительно ярких звезд, удобных для дальнейших исследований. Яркость родительских звезд благоприятствует как определению массы и средней плотности транзитных планет, так и изучению свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Также планеты с ультракороткими периодами интересны тем, что наклонение их орбит к лучу зрения может значительно отличаться от 90° (и, несмотря на это, они останутся транзитными). Так, планета, удаленная от своей звезды на 3-5 звездных радиусов, может иметь наклонение орбиты, на 11-18° отличающееся от 90°, и все равно проходить по звездному диску. Если такая планета входит в состав многопланетной системы вместе с другими транзитными планетами, становится возможным изучать не только плоские системы, но и системы со значительными взаимными наклонениями орбит.

20 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты с ультракоротким периодом у звезды HD 213885. Планета была открыта TESS и подтверждена методом измерения лучевых скоростей. Кроме измерения массы планеты исследователи обнаружили дополнительные синусоидальные колебания лучевой скорости, вызванные, скорее всего, второй (не транзитной) планетой.

HD 213885 (TOI-141, HIP 111553) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 47.97 ± 0.14 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.101 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость на 38 ± 5% превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 3.8 ± 0.8 млрд. лет.

Масса горячей суперземли HD 213885 b составляет 8.83 ± 0.66 масс Земли, что при радиусе 1.745 ± 0.052 радиуса Земли приводит к средней плотности 9.15 ± 1.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0201 ± 0.0002 а.е. (~3.93 звездных радиуса!) и делает один оборот за 1.00804 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 2128 ± 14К. Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1, т.е. повернута к своей звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Средняя плотность планеты совместима с ее железокаменным составом в пропорции примерно 50/50. Толщина атмосферы (если та вообще есть) не превышает 0.01 радиуса Земли. Это исключает водород и гелий, но допускает атмосферу из тяжелых газов, например, углекислого или угарного.


Планета HD 213885 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Черным цветом показаны планеты с ультракоротким периодом, оранжевым и голубым кружками – Венера и Земля (для сравнения). Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из воды, силикатов и железа, пунктирной линией – планет земного состава.

Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует когерентные колебания с периодом 4.78503 ± 0.00056 земных суток и полуамплитудой 7.26 ± 0.48 м/с, не коррелирующие ни с какими признаками звездной активности. Авторы статьи пришли к выводу, что эти колебания вызывает не транзитная планета с минимальной массой 19.95 ± 1.38 масс Земли (горячий нептун HD 213885 c). Эффективная температура планеты c оценивается в 1265 ± 8К.

Ожидаемая амплитуда вариаций времени наступления транзитов планеты b, обусловленных влиянием планеты c, составляет всего 4 секунды, что далеко за пределами возможностей миссии TESS, так что нет ничего удивительного, что авторы не нашли в данных никаких существенных TTV-сигналов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.07694.pdf

 

 

12 мая 2019
WASP-177 b, WASP-181 b, WASP-183 b: три легких горячих гиганта
прямая ссылка на эту новость

Самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP представил три легких умеренно нагретых горячих гиганта, для которых будет интересно измерить наклонение орбиты к экватору звезды. Наиболее тесные орбиты (в несколько звездных радиусов) быстро скругляются и выравниваются приливными силами, но представленные планеты расположены достаточно далеко от своих звезд, чтобы этот фактор перестал быть определяющим. Сравнительная яркость родительских звезд и «воздушность» планет также благоприятствует изучению их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Транзитные кандидаты были обнаружены в данных наблюдений, проведенных еще в 2008-2009 годах, и все эти годы планеты ожидали подтверждения. Проверку планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы провели методом лучевых скоростей, причем из-за малой массы планет помимо спектрографа CORALIE, «рабочей лошадки» проекта SuperWASP, пришлось привлечь высокоточный спектрограф HARPS. Установление точных размеров планет оказалось затруднено тем, что транзиты WASP-177 b и WASP-183 b – скользящие, т.е. планеты заходят на звездный диск только краем.

WASP-177 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 178 ± 2 пк. Его масса оценивается в 0.876 ± 0.038 солнечных масс, радиус – в 0.885 ± 0.046 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 45% от светимости Солнца. Несмотря на зрелый возраст (9.7 ± 3.9 млрд. лет) звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раз больше, чем в составе Солнца.

Масса планеты WASP-177 b оценивается в 0.508 ± 0.038 масс Юпитера, радиус – очень неуверенно в 1.58 +0.66/-0.38 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.173 +0.203/-0.113 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0396 ± 0.0006 а.е. (~9.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.07172 земных суток. Эффективная температура планеты – 1142 ± 32К, поэтому более правдоподобной выглядит нижняя оценка ее радиуса (сильно раздутыми являются обычно сильно нагретые планеты).

WASP-181 – звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 443 ± 8 пк и очень близкая по своим параметрам к нашему Солнцу. Ее масса на 4 ± 4% больше солнечного, а радиус, напротив, на несколько процентов меньше. Звезда сравнительно молода – ее возраст оценивается в 2.5 ± 1.7 млрд. лет.

Планета WASP-181 b – горячий сатурн с массой 0.299 ± 0.034 масс Юпитера, радиусом 1.184 +0.071/-0.059 радиусов Юпитера и средней плотностью 0.238 ± 0.044 г/куб.см, делающий один оборот за 4.51951 земных суток. Планета расположена на расстоянии 0.0543 ± 0.0007 а.е. (~12.1 звездных радиусов) от звезды, ее эффективная температура – 1186 +32/-26 К.

Звезда WASP-183 отличается древним возрастом, формально превышающим возраст Вселенной – 14.9 ± 1.7 млрд. лет! В ней сравнительно мало тяжелых элементов (вдвое меньше, чем в составе Солнца). Масса звезды оценивается в 0.784 ± 0.038 солнечных масс, радиус – в 0.871 ± 0.038 солнечных радиусов, ее спектральный класс – промежуточный между G9 V и K0 V. Эта необычная звезда удалена от нас на 328 ± 4 пк.

Транзиты планеты WASP-183 b – скользящие, отсюда крайне неуверенные оценки ее радиуса – 1.47 +0.94/-0.33 радиуса Юпитера. Как и в случае WASP-177 b, наиболее правдоподобно выглядит нижняя оценка радиуса, поскольку нагрета планета весьма умеренно – до 1111 ± 30К, при таких температурах планеты редко бывают раздутыми. Масса WASP-183 b составляет 0.502 ± 0.047 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.21 +0.24/-0.16 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0463 ± 0.0008 а.е. (~11.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.11178 земных суток.

Авторы открытия надеются, что в будущем высокоточная фотометрия TESS поможет уточнить строение обеих систем со скользящими транзитами планет и существенно уменьшит ошибки в определении радиусов WASP-177 b и WASP-183 b.


Планеты WASP-177 b, WASP-181 b и WASP-183 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синими точками показаны планеты, массы которых измерены с точностью лучше 10%, серыми точками – если хуже 10%.

Авторы открытия отметили, что время выравнивания орбит всех трех планет приливными силами превышает 120 млрд. лет, поэтому орбиты должны сохранять начальные наклонения. Измерить наклон орбит к экватору звезды возможно с помощью эффекта Мак-Лафлина, амплитуда которого ожидается ~50 м/с для WASP-181 b и около 10 м/с для WASP-177 b и WASP-183 b. Возможно, в ближайшие годы это будет проделано.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.06622.pdf

 

 

11 мая 2019
HD 15337 b, c (TOI-402): две планеты почти равных масс по разные стороны зазора Фултона
прямая ссылка на эту новость

Миссия TESS открыла новую эру в изучении внесолнечных планетных систем. В отличие от «Кеплера», наблюдавшего преимущественно тусклые звезды (14-16 звездной величины), TESS мониторит яркие звезды 6-11 звездных величин – удобные цели для дальнейших исследований. Яркость родительских звезд позволяет измерять массы транзитных планет методом лучевых скоростей и изучать их атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

14 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные открытию двух транзитных планет у звезды HD 15337 (TOI-402). Ведущий автор первой работы – Ксавье Дюмуск (Xavier Dumusque), ведущий автор второй – Давид Гандольфи (Davide Gandolfi). Изучение этой системы оба научных коллектива проводили независимо друг от друга, что позволяет сравнить полученные результаты и оценить их надежность.

Звезда HD 15337 наблюдалась на 3 и 4 секторе TESS, т.е. с 22 сентября по 15 ноября 2018 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 4.756 и 17.178 земных суток и глубиной 406 и 609 ppm, соответственно. Всего было зафиксировано 9 транзитов внутренней планеты и 3 – внешней. Больше в рамках основной миссии TESS эта звезда наблюдаться не будет.

HD 15337 (TOI-402, HIP 11433) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 44.87 ± 0.07 пк. Массу звезды обе группы оценили в 0.85 ± 0.04 и 0.90 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.02 и 0.86 ± 0.02 солнечных радиусов, возраст – в 7.5 ± 4.4 и 5.1 ± 0.8 млрд. лет. Как мы видим, хотя оценки и явно отличаются, они согласуются друг с другом в пределах заявленных погрешностей. С металличностью ситуация менее определенная – группа Дюмуска нашла, что содержание тяжелых элементов в составе HD 15337 близко к солнечному, а группа Гандольфи – что оно превышает солнечное примерно на 40%.

Оба научных коллектива измеряли массы планет методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Замеры лучевой скорости HD 15337 проводились на HARPS с декабря 2003 по сентябрь 2017 года независимо от TESS, всего было получено 87 замеров, из которых 85 – хорошего качества. Обе команды выделили в данных сигнал, обусловленный внутренней активностью звезды и модулированный ее периодом вращения (~36.5 суток), а затем RV-сигналы, наведенные планетами.

Итак, внутренняя планета этой системы представляет собой массивную горячую суперземлю. Масса HD 15337 b оценивается в 7.2 ± 0.8 масс Земли (Дюмуск) и в 7.5 ± 1.1 масс Земли (Гандольфи), радиус – в 1.70 ± 0.06 радиусов Земли (Дюмуск) и в 1.64 ± 0.06 радиусов Земли (Гандольфи), что приводит к средней плотности 9.3 +1.8/-1.6 г/куб.см (Гандольфи), соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.052 ± 0.001 а.е. (тут оценки обеих групп совпали) с эксцентриситетом 0.17 ± 0.09 (Дюмуск) или 0.09 ± 0.05 (Гандольфи), и делает один оборот за 4.7564 (4.7562) земных суток. Эффективная температура планеты оценивается командой Дюмуска в 1006 ± 14К, а командой Гандольфи – в 1001 ± 12К, в прекрасном согласии друг с другом.

Масса внешней планеты HD 15337 c составляет 8.8 ± 1.7 масс Земли по мнению группы Дюмуска и 8.1 ± 1.8 масс Земли по мнению группы Гандольфи, ее радиус – 2.52 ± 0.11 или 2.39 ± 0.12 радиусов Земли, соответственно. Среднюю плотность второй планеты Гандольфи оценил в 3.23 +0.90/-0.72 г/куб.см. Этот очень теплый мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.124 ± 0.002 а.е. (Дюмуск) или 0.127 ± 0.004 а.е. (Гандольфи), и делает один оборот за 17.1784 ± 0.0016 земных суток (тут оценки обеих групп совпали). Эффективная температура внешней планеты оценивается авторами в 656 ± 9К и 642 ± 10К, соответственно.


Планеты системы HD 15337 на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из воды (голубая линия), силиката магния (бежевая линия) и железа (коричневая линия), а также планет промежуточного состава.

Обе группы обнаружили в данных дополнительный квадратичный дрейф лучевой скорости звезды, который они связали с проявлениями многолетнего цикла звездной активности, аналогичного солнечным циклам.

Интересно, что при близких массах обе планеты отличаются существенно разной средней плотностью. Если средняя плотность планеты b говорит о ее железокаменном составе и отсутствии протяженной атмосферы (атмосфера, состоящая из тяжелых газов, таких, как углекислый или угарный газы, не исключается), то планета c явно включает в себя значительную долю летучих. Это может быть вода, и тогда атмосфера планеты будет состоять преимущественно из водяного пара и (в верхних слоях атмосферы) водорода. Или же планета может представлять собой железокаменное ядро, окруженное атмосферой из легких газов, например, гелия с некоторым количеством водорода. Тем самым планеты оказываются по разную сторону «зазора Фултона» – глубокого минимума в распределении транзитных планет по радиусам, расположенного в области радиусов ~1.8 радиусов Земли и разделяющего суперземли и мини-нептуны. Наличие зазора Фултона объясняют испарением протяженных водородных атмосфер мини-нептунов под действием ультрафиолетовой радиации близкой звезды, уменьшением их видимого радиуса и попаданием в размерный класс суперземель.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.05419.pdf
https://arxiv.org/pdf/1903.05623.pdf

 

 

10 мая 2019
Три небольших планеты у близкого красного карлика TOI-270
прямая ссылка на эту новость

Одной из наиболее захватывающих целей экзопланетных исследований является поиск небольших каменистых планет в обитаемой зоне. Близкие и сравнительно яркие красные карлики наиболее удобны в этом смысле – из-за небольшого радиуса этих звезд транзиты планет по их дискам выглядят более глубокими, чем транзиты планет того же размера, вращающиеся вокруг солнцеподобных звезд; из-за небольшой массы красные карлики сильнее откликаются на гравитационное воздействие своих планет; наконец, из-за низкой светимости обитаемая зона красных карликов «прижата» к звездам, и потенциально обитаемые планеты имеют орбитальные периоды в несколько недель, а не в год-полтора. Наиболее перспективным инструментом в поиске небольших транзитных планет у красных карликов на данный момент является миссия TESS.

15 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у красного карлика TOI-270. Все три планеты меньше Нептуна, две из них, скорее всего, мини-нептуны, третья – суперземля, однако поскольку массы планет еще не измерены, в будущем нас могут ожидать сюрпризы.

Звезда TOI-270 наблюдалась TESS на 3-5 секторах (с 21 сентября по 12 декабря 2019 года), после обнаружения транзитных кандидатов она прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы).

TOI-270 (L 231-32) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 22.45 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.38 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.38 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 1.7 ± 0.2% солнечной. Из-за близости звезда сравнительно яркая – ее видимая величина +12.62, а в инфракрасной полосе K – 8.25. Слабая активность TOI-270 благоприятствует будущим исследованиям этой системы.

Кривая блеска звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 3.36, 5.66 и 11.38 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.25 ± 0.09, 2.42 ± 0.13 и 2.13 ± 0.12 радиусов Земли, соответственно. Эффективные температуры планет оцениваются авторами в 528 +56/-32К, 424 ± 20К и 340 ± 14К – таким образом, внешняя планета имеет температурный режим, промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 5:3, планеты c и d – к резонансу 2:1, что дает надежду в будущем измерить их массу с помощью тайминга транзитов. TTV-амплитуды (величина отклонения времени наступления транзитов от линейных эфемерид) могут достигать 10-30 минут, однако за системой надо наблюдать 1000-1100 суток, чтобы охватить целый суперпериод и более-менее точно оценить массы планет. Также есть неплохие шансы определить массы методом лучевых скоростей. Теоретически оценив массы планет в 1.9 +1.5/-0.7, 6.6 +5.2/-2.8 и 5.4 +4.0/-2.1 масс Земли, исследователи нашли, что они будут наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой ~2, ~5 и ~3 м/с, соответственно.

Авторы призывают продолжить мониторинг этой интересной системы. Во-первых, есть неплохие шансы обнаружить там новые транзитные планеты на более широких орбитах. Даже если таковых не окажется, более удаленные планеты можно будет обнаружить методом лучевых скоростей, в том числе и в консервативной обитаемой зоне. Во-вторых, система TOI-270 исключительно удобна для наблюдений космическим телескопом им. Джеймса Уэбба, чей запуск ожидается в 2021 году – благодаря яркости и низкому уровню активности звезды можно будет изучать свойства атмосфер всех трех планет методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.06107.pdf

 

 

9 мая 2019
KOI-4 b (Kepler-1658 b): первая планета «Кеплера», подтвержденная спустя 10 лет
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 2.5 тысяч планет, еще несколько тысяч остаются в статусе транзитного кандидата. Однако подтверждение кандидатов и точное установление их природы часто представляет собой непростую задачу. Показательным примером стала извилистая история подтверждения первого транзитного кандидата «Кеплера», на которое ушло десять лет.

Перед запуском космического телескопа в марте 2009 года на Поле Кеплера было известно три транзитные планеты: TrES-2 b, HAT-P-7 b и HAT-P-11 b, заранее получившие наименования KOI-1 b, KOI-2 b и KOI-3 b, соответственно. Первый транзитный кандидат, обнаруженный непосредственно «Кеплером», получил имя KOI-4.01. Во входном каталоге целевых звезд «Кеплера» KIC радиус звезды KOI-4 оценили в 1.1 радиусов Солнца. При наблюдаемой глубине транзитов в 0.13% это соответствовало планете размером с Нептун. Однако поскольку на кривой блеска звезды был обнаружен заметный вторичный минимум, которого не должно было быть при заходе за диск звезды такой небольшой планеты, транзитный кандидат KOI-4.01 сочли ложнопозитивом.

С тех пор систему KOI-4 то переносили в список кандидатов, то возвращали обратно в список ложнопозитивов, природа транзитного кандидата оставалась неясной. Наконец, группа исследователей под руководством Эшли Чонтоса (Ashley Chontos) взялась за нее всерьез. Ученые воспользовались тем, что в течение 2, 4, 7 и 8 наблюдательных кварталов «Кеплер» наблюдал звезду KOI-4 в «короткой моде» (т.е. снимал ее фотометрию каждые 58.85 секунд). Это позволило обнаружить акустические колебания фотосферы звезды и методами астросейсмологии определить ее строение. Полученные данные были подтверждены данными астрометрической миссии «Гайя», которая измерила параллакс KOI-4, что позволило довольно точно определить расстояние до этой звезды.

Оказалось, что звезда KOI-4 примерно втрое больше, чем считалось изначально, и находится примерно втрое дальше (806 ± 20 пк). Ее масса составила 1.45 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 2.89 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость превысила 11 солнечных, т.е. звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. KOI-4 быстро вращается, делая один оборот за 5.7 ± 0.3 земных суток.

Увеличение радиуса звезды при фиксированной глубине транзита автоматически означает и увеличение радиуса транзитного кандидата, который попал в размерный класс гигантов. Радиус планеты оценили теперь в 1.07 ± 0.05 радиусов Юпитера. При орбитальном периоде 3.8494 земных суток среднее расстояние между планетой и звездой составило 0.0544 а.е., т.е. всего 4 звездных радиуса!

Чтобы определить массу возможной планеты, исследователи сделали 23 замера лучевой скорости KOI-4. Быстрое вращение звезды привело к высоким погрешностям единичного замера в 100-200 метров в секунду, но, к счастью, масса планеты оказалась достаточно велика, чтобы вызвать заметные колебания лучевой скорости звезды с полуамплитудой 581 ± 43 м/с. Горячий гигант оказался массивным и плотным: 5.88 ± 0.47 масс Юпитера, средняя плотность 6.36 +1.07/-0.91 г/куб.см. Формально геометрическое альбедо планеты, оцененное по глубине вторичного минимума, оказалось равным 0.72 ± 0.09 (альбедо Венеры!), однако пока не ясно, какая доля в приходящем от планеты излучении составляет отраженный свет звезды, а какая – ее собственное тепловое излучение.

После доказательства планетной природы кандидат KOI-4 b получил наименование Kepler-1658 b.

Авторы исследования попытались измерить скорость уменьшения орбитального периода планеты (под действием мощных приливных сил со стороны близкой звезды она должна по спирали к ней приближаться), но получили только верхний предел в 0.42 секунды за год. Это, в свою очередь, наложило нижний предел на фактор приливной добротности звезды Q (Q > 4.8·103), что позволило отбросить некоторые теоретические модели, предсказывающие на два порядка меньшие значения.

Будущие наблюдения звезды Kepler-1658 на TESS позволят еще точнее оценить скорость уменьшения орбитального периода планеты под влиянием приливных сил и величину приливной добротности звезды-субгиганта.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.01591.pdf

 

 

8 мая 2019
KELT-23 b: горячий гигант у близнеца Солнца
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор KELT, ведущий поиск планет у ярких звезд с помощью автоматического телескопа с апертурой всего 42 мм и полем зрения 23х23°, представил новую транзитную планету. Как и подавляющее большинство других планет, открытых наземными транзитными обзорами, планета KELT-23 b является горячим юпитером. Она вращается вокруг звезды, чрезвычайно похожей на наше Солнце. Звезда KELT-23 удалена от нас на 127.1 ± 1.6 пк, ее видимая величина +10.38, то есть она достаточно яркая, чтобы система представляла интерес для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проделано методом лучевых скоростей с помощью спектрометров TRES и Levy на APF. Авторы также учли световое загрязнение кривой блеска звезды KELT-23 слабым компаньоном, расположенным на расстоянии 4.5 угловых секунд и попадающим с нею на один пиксель матрицы KELT.

Масса KELT-23 b оценивается в 0.938 ± 0.045 масс Юпитера, радиус – в 1.322 ± 0.025 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.504 ± 0.038 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0330 ± 0.0007 а.е. (~7 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.25535 ± 0.00003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1561 ± 20К.

Приливное взаимодействие со звездой приводит к постепенной потере планетой углового момента, так что примерно за миллиард лет она по спирали приблизится к звезде и будет ею поглощена.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.00031.pdf

 

 

7 мая 2019
TOI-216 b, c: пара планет-гигантов в резонансе 2:1
прямая ссылка на эту новость

Как правило, массы планет, обнаруженных транзитным методом, измеряют методом лучевых скоростей. Однако в ряде случаев становится возможным определить их массу из одних только фотометрических наблюдений, без измерения лучевых скоростей родительской звезды. Если две (или большее число) транзитных планет находится вблизи орбитального резонанса низкого порядка (т.е. если их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа, например, 2:1, 3:2), взаимное гравитационное взаимодействие таких планет приводит к заметным периодическим отклонениям времени наступления транзитов от линейных эфемерид. Анализ вариаций времени наступления транзитов (т.н. TTV-метод) позволяет оценить массы планет и тогда, когда метод лучевых скоростей пробуксовывает – например, в случае тусклых звезд.

23 апреля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пары планет-гигантов у звезды TOI-216. Звезда расположена недалеко от южного полюса эклиптики и попадает в «зону длительного наблюдения» TESS. В этой зоне наблюдательные секторы TESS перекрываются, что позволит вести мониторинг TOI-216 в течение всего года, за исключением сектора 10 (т.е. периода с 26 марта по 22 апреля 2019 года).

Два транзитных кандидата у звезды TOI-216 были обнаружены на первом же секторе. Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами ~7.7 и ~11.3 радиусов Земли (~0.69 и ~1.01 радиусов Юпитера) и орбитальными периодами 17.09 и 34.56 земных суток, соответственно. Близость орбитальных периодов к резонансу 2:1 дала возможность измерить массы планет методом тайминга транзитов. Отклонения времени наступления транзитов от линейных эфемерид внутренней планеты TOI-216 b иногда достигали получаса, а внешней планеты TOI-216 c – 10 минут, причем они находились в противофазе, что доказывает принадлежность обеих планет к одной звезде.

Проанализировав полученные данные, исследователи оценили массу планеты b в 30 +20/-14 масс Земли, а планеты c – в 200 +170/-100 масс Земли. Такая низкая точность объясняется малым количеством увиденных транзитов – суперпериод этой пары оценивается в ~1000 суток, что превышает даже время мониторинга спутником TESS «зоны длительного наблюдения». Однако транзиты обеих планет достаточно глубоки, чтобы их можно было наблюдать с Земли, так что ситуация небезнадежна. Ведя мониторинг TOI-216 в течение нескольких ближайших лет, можно будет существенно уточнить массы обеих планет и определить тем самым природу планеты b. (Поскольку ее транзиты – скользящие, радиус определен весьма неточно (7.7 +1.6/-0.8 радиусов Земли), так что в зависимости от значения массы она может оказаться как слегка раздутым нептуном, так и легкой планетой-гигантом.)

Эффективные температуры планет оцениваются в 628 ± 13 и 497 ± 10К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.03900.pdf

 

 

4 мая 2019
Измерены массы планет в системе K2-36
прямая ссылка на эту новость

Данные, полученные «Кеплером», показали, что распределение небольших планет по радиусам является бимодальным (демонстрирует два максимума с глубоким минимумом между ними). Первый максимум лежит в области планетных радиусов, равных 1.3-1.3 радиусов Земли (область суперземель), второй – около 2.4 радиусов Земли (область мини-нептунов). При этом наблюдается резкий дефицит планет с радиусами 1.8-2 радиусов Земли, этот минимум получил название «зазор Фултона». Наличие зазора Фултона связывают с фотоиспарением протяженных водородных атмосфер мини-нептунов – утратив эти атмосферы, планеты уменьшают свой видимый радиус и попадают в размерный класс суперземель. Надо отметить, что минимум в распределении планет по радиусам зафиксирован в области горячих планет, очень близких к своим звездам, как обстоят дела с более прохладными планетами, пока не ясно.

Чтобы понять, правильно ли мы понимаем природу зазора Фултона, необходимо измерять массы планет, лежащих как выше, так и ниже этого зазора. Если гипотеза о фотоиспарении атмосфер верна, суперземли должны иметь высокую среднюю плотность, а мини-нептуны – низкую. В рамках проверки этой гипотезы группа исследователей под руководством М.Дамассо (M. Damasso) методом лучевых скоростей измерила массы двух планет в системе K2-36.

Двухпланетная система K2-36 была представлена в ноябре 2015 года. Она включает в себя две транзитные планеты с орбитальными периодами 1.42 и 5.34 земных суток и радиусами 1.43 ± 0.08 и 3.2 ± 0.3 радиусов Земли, соответственно.

Для измерения массы обеих планет было получено 83 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Дело осложнялось сильной хромосферной активностью K2-36, обусловленной ее молодостью (0.6-2 млрд. лет, причем более вероятно, что возраст звезды ближе к нижней границе). Амплитуда акустического шума, наведенного различными проявлениями внутренней активности звезды, достигала 16 м/с – гораздо больше ожидаемой амплитуды RV-сигналов от обеих планет. Чтобы учесть влияние звездной активности, авторы одновременно с измерениями лучевой скорости тщательно фиксировали и различные маркеры активности. Им удалось восстановить из данных слабые RV-сигналы транзитных планет (для большей надежности это было проделано независимо двумя программами – DRS и TERRA). Обе программы выдали схожие результаты, но у TERRA погрешности в определении масс планет оказались ниже, и авторы представили в качестве итога своей работы именно их.

Итак, масса горячей суперземли K2-36 b оказалась равной 3.9 ± 1.1 масс Земли, а очень теплого мини-нептуна K2-36 c – 7.8 ± 2.3 масс Земли, что приводит к средней плотности планеты b в 7.2 +2.5/-2.1 г/куб.см, а планеты c – в 1.3 +0.7/-0.5 г/куб.см. Средняя плотность K2-36 b совместима с железокаменным составом, а средняя плотность K2-36 c типична для мини-нептунов, окруженных протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Эффективная температура планет оценивается в 1224 ± 13К и 788 ± 9К.


Планеты системы K2-36 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Отмечены также планеты системы Kepler-36 b, c, и для сравнения приведены планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун. Цвет планет показывает их эффективную температуру, шкала соответствия цветов и температур расположена в левом верхнем углу графика. Наклонные цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Серая пунктирная линия, помеченная «M / R = 3», показывает планеты, для которых отношение массы к радиусу (в единицах массы и радиуса Земли) равно 3. Это линия равного потенциала на поверхности планет. Планеты, расположенные левее этой линии, должны эффективно терять водород и гелий (при температурах 700-1000К).

Авторы исследования считают систему K2-36 идеальной лабораторией по изучению влияния фотоиспарения на эволюцию небольших планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.01881.pdf

 

 

2 мая 2019
Четыре планеты у активной звезды Kepler-411
прямая ссылка на эту новость

Планетная система Kepler-411 была представлена в 2014 году. Тогда она включала в себя две транзитные планеты с орбитальными периодами 3.0 и 7.8 земных суток, а также транзитный кандидат с периодом 58 суток, планетная природа которого не была твердо установлена. Кривая блеска звезды, полученная «Кеплером», демонстрировала колебания яркости с амплитудой 2-4%, что говорило о высоком уровне хромосферной активности.

27 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья китайских и немецких астрономов, посвященная всестороннему анализу кривой блеска звезды Kepler-411, полученной за все 17 наблюдательных кварталов основной миссии «Кеплера», причем в 10-17 кварталы данные снимались в «короткой» моде (каждую минуту). Авторы учли («насколько это было возможно») собственную активность звезды и проанализировали вариации времени наступления транзитов всех трех планет. Они подтвердили, что все три планеты вращаются вокруг одной звезды, и открыли четвертую нетранзитную планету с периодом 31.5 суток. Они проанализировали динамическую устойчивость четырехпланетной системы как аналитически, так и с помощью численного моделирования, и определили массы планет и наклонения их орбит.

С учетом всего вышеперечисленного система Kepler-411 выглядит так.

Kepler-411 (KOI-1781) – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 153.6 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.82 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной. Сравнительно большая скорость вращения и высокий уровень активности говорят о молодости этой звезды – ее возраст составляет 212 ± 31 млн. лет.

На расстоянии 3.37 ± 0.05 угловых секунд (~520 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен компаньон в 15.85 раз слабее, предположительно – красный карлик с массой 0.13 солнечных. Однако физическая связь обеих звезд пока не доказана.

Первая планета в этой системе – транзитная горячая суперземля Kepler-411 b. При радиусе 2.40 ± 0.05 радиусов Земли ее масса достигает 25.6 ± 2.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 10.26 ± 1.27 г/куб.см, говорящей о преимущественно железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0375 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.146 ± 0.005, и делает один оборот за 3.00516 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1138 ± 17К.

Вторая планета – очень теплый нептун Kepler-411 c с массой 26.4 ± 5.9 масс Земли и радиусом 4.42 ± 0.06 радиусов Земли (средняя плотность 1.71 ± 0.39 г/куб.см). Как и у планеты b, орбита планеты c слегка эксцентрична (e = 0.108 ± 0.004), среднее расстояние до звезды – 0.0739 ± 0.001 а.е., орбитальный период – 7.83444 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 838 ± 10К.

Третья планета – не транзитный нептун Kepler-411 e с массой 10.8 ± 1.1 масс Земли. Прицельный параметр этой планеты оценивается авторами в 1.688 ± 0.006, т.е. она «почти транзитная». Kepler-411 e вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет всего 0.016 ± 0.002) на среднем расстоянии 0.186 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 31.5097 ± 0.0001 земных суток. Эффективная температура третьей планеты составляет 503 ± 9К.

Наконец, четвертая планета – теплый нептун Kepler-411 d. При радиусе 3.32 ± 0.10 радиусов Земли его масса достаточно неуверенно оценивается в 15.2 ± 5.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.32 ± 0.83 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.279 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.128 ± 0.003, и делает один оборот за 58.0204±0.0006 земных суток. Эффективная температура внешней планеты составляет 410 ± 10К, таким образом, ее температурный режим оказывается близким к температурному режиму Меркурия.


Планеты системы Kepler-411 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет (показаны серым цветом). Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Средняя плотность планеты b совместима с железокаменным составом с долей железа 21 ± 21% (в предположении, что все остальное – силикаты). Состав планет c и d определить сложнее. Если их ядра состоят напополам из силикатов и водяного льда, то масса их водородно-гелиевых оболочек составит 8.3% и 5.2%. Другие модели, включающие железокаменные ядра и водородно-гелиевые оболочки, предсказывают другие значения – 4.7% и 1.7% для планет c и d, соответственно.

Сравнительная яркость (+12.3) звезды Kepler-411 позволяет измерить массы планет методом лучевых скоростей. Полуамплитуды колебаний лучевой скорости, наводимых планетами b и c, ожидаются на уровне 12 м/с и 9 м/с. Даже планета e может вызывать колебания с полуамплитудой ~2 м/с, вполне доступной для измерения современными средствами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.09719.pdf

 

 

11 апреля 2019
TOI-150 b: транзитный горячий юпитер из «зоны длительного наблюдения» TESS
прямая ссылка на эту новость

Наблюдательная стратегия миссии TESS заключается в быстром (за 2 года) охвате почти всей небесной сферы, кроме 12-градусной полосы вдоль небесного экватора. Каждый наблюдательный сектор мониторится по 27 суток, это ограничивает возможности миссии в поиске долгопериодических транзитных планет. Однако ближе к полюсам эклиптики сектора частично перекрываются и время наблюдений увеличивается. Околополярные области радиусом ~12° будут непрерывно наблюдаться в течение 351 суток каждая – эти области получили название «зон длительного наблюдения» (continuous viewing zone).

27 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего гиганта TOI-150 b, расположенного в южной «зоне длительного наблюдения». Транзитный кандидат был замечен еще на первом секторе. Родительская звезда прошла стандартную процедуру валидации (в частности, кривую блеска пришлось «очищать» от светового загрязнения, создаваемого соседней звездой, попавшей на тот же пиксель матрицы TESS). Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PFS.

Звезда TOI-150 (TIC 271893367, TYC 9191-519-1) удалена от нас на 336 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 1.25 +0.07/-0.12 солнечных масс, радиус – в 1.551 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость в 2.85 раза превосходит солнечную. Судя по всему, TOI-150 недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 4.3 +2.6/-1.4 млрд. лет.

При радиусе 1.38 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-150 b достигает 1.72 ± 0.09 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ± 0.08 г/куб.см. Этот горячий гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0643 ± 0.0027 а.е. (~8.9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.145 ± 0.025, и делает один оборот за 5.85734 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1422 ± 37К.

Авторы обсуждают несколько возможностей дальнейшего изучения TOI-150 b. Точные измерения лучевой скорости звезды во время транзита позволят по эффекту Мак-Лафлина определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды. Практически непрерывный мониторинг кривой блеска звезды в течение года позволит обнаружить дополнительные транзитные планеты в этой системе (если они есть) или, методом тайминга транзитов – не транзитные планеты-гиганты (опять-таки если они есть). Наконец, сравнительная яркость TOI-150 (ее видимая звездная величина +11.39) делает эту систему хорошей целью для изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.09710.pdf

 

 

9 апреля 2019
Gliese 49 b: близкая суперземля с температурным режимом Меркурия
прямая ссылка на эту новость

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет. Благодаря сравнительно малой массе таких звезд их отклик на гравитационное влияние планет оказывается более заметным, чем отклик солнцеподобных звезд. Однако красные карлики часто отличаются повышенной активностью, которая может как скрывать, так и имитировать влияние планет. Поэтому тщательный и аккуратный учет различных проявлений звездной активности – совершенно необходимое звено в поисках планет малой массы, наводящих на свою звезду колебания с полуамплитудой всего несколько метров в секунду.

26 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию теплой суперземли у красного карлика Gliese 49 b. Авторы проанализировали замеры лучевой скорости звезды, сделанные на протяжении 21.5 лет, из которых большинство было получено на высокоточных спектрографах HARPS-N (137 замеров) и CARMENES (80 замеров). Также авторы учли 21 замер лучевой скорости Gliese 49, полученный на спектрографе HIRES другими авторами. Богатый ряд данных и фотометрические наблюдения позволили отфильтровать различные виды активности родительской звезды и выделить RV-сигнал, остающийся когерентным на протяжении многих лет. Этот сигнал не сопровождается никакими маркерами звездной активности, так что авторы исследования пришли к выводу, что он вызван планетой на эксцентричной орбите.

Gliese 49 (Wolf 46, HIP 4872) – красный карлик спектрального класса M1.5 V , удаленный от нас на 9.856 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.515 ± 0.019 солнечных масс, радиус – в 0.51 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 4.94 ± 0.09% солнечной. На расстоянии 293.1 угловых секунд (~2900 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон Gliese 51 спектрального класса M5 V.

Минимальная масса (параметр sin i) планеты Gliese 49 b оценивается в 5.63 ± 0.68 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.0905 ± 0.0011 а.е. и эксцентриситетом 0.36 ± 0.1, и делает один оборот за 13.851 ± 0.005 земных суток. Ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура ~350К в предположении нулевого альбедо). Скорее всего, это мини-нептун, вероятность его транзитной конфигурации – 2%.

Кроме открытия планеты Gliese 49 b авторы отследили несколько циклов звездной активности разной природы и предсказали уровень активности Gliese 49 на ближайшие годы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.04808.pdf

 

 

7 апреля 2019
GJ 378 b: очень теплый нептун у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Распределение внесолнечных планет на плоскости «масса – радиус» отражает важные особенности формирования планетных систем. В частности, наблюдается резкий дефицит горячих нептунов в сравнении с горячими юпитерами и горячими суперземлями. Этот дефицит, называемый «пустыней нептунов», объясняют фотоиспарением водорода и гелия из атмосфер планет этого типа (лишившись наиболее летучих элементов, горячие нептуны уменьшаются в размерах и переходят в размерный класс суперземель).

Пока не ясно, существует ли «пустыня нептунов» у звезд красных карликов. Количество известных планет у красных карликов мало для надежных выводов. Поэтому открытие новых планет, по своим свойствам лежащих внутри или вблизи границы «пустыни» представляет большой интерес.

19 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию нептуна у сравнительно близкого красного карлика GJ 378. Открытие было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE. Одна из наблюдательных программ, ведущихся на этом спектрографе и кратко называемая SP3, посвящена поиску планет у близких (до 12 пк) красных карликов. В рамках этой программы уже была открыта одна планета (Gliese 96 b) и независимо подтверждена еще одна (GJ 617A b).

В 2015-2018 годах авторы получили 62 замера лучевой скорости GJ 378. Из них 18 оказались загрязнены лунным светом, и их исключили из рассмотрения. Впрочем, результат анализа 62 наблюдений отличается от результата анализа 44 «незагрязненных» замеров только большей «шумностью».

GJ 378 (HIP 49189) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 14.961 ± 0.007 пк. Его масса оценивается в 0.56 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 6 ± 1% светимости Солнца. Судя по низкой активности и медленному вращению (период вращения звезды вокруг своей оси достигает 40.5 ± 4 суток) GJ 378 отличается зрелым возрастом.

Лучевая скорость звезды демонстрирует хорошо выраженные когерентные колебания с периодом 3.822 ± 0.001 земных суток, не сопровождающиеся ни одним признаком звездной активности. Авторы пришли к выводу, что эти колебания вызваны планетой с минимальной массой (параметром m sin i) 13 ± 2 масс Земли, вращающейся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0394 ± 0.0002 а.е. и эксцентриситетом 0.11 +0.13/-0.08. Эффективная температура планеты оценивается в ~630К для альбедо 0.3 (альбедо Земли) и эффективного теплопереноса на ночную сторону, и ~830К для альбедо, равного нулю.

Авторы отмечают, что замеры лучевой скорости ложатся на наилучшую кеплеровскую кривую планеты GJ 378 b не слишком хорошо, среднее отклонение достигает 4.86 м/с. Скорее всего, в этой системе есть еще планеты, но пока данных недостаточно, чтобы надежно выделить дополнительные RV-сигналы.

Вероятность транзитной конфигурации планеты GJ 378 b оценивается в 6.5 ± 0.5%, ожидаемая глубина транзита (для радиуса ~4.7 радиусов Земли) – 0.58%. Эта величина доступна даже для наземных наблюдений, и конечно, транзиты такой глубины легко могут быть зафиксированы космическими телескопами, например, TESS или ChEOPS. Поскольку планета почти наверняка окружена горячей водородной короной, в линии Лайман-альфа глубина транзитов может быть гораздо больше, чем в оптическом диапазоне, а вероятность транзитной конфигурации – выше.


Планета GJ 378 b (показана красной звездой) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Оранжевыми кружками показаны планеты красных карликов. Серым цветом отмечена «пустыня горячих нептунов». Оранжевыми кружками с крестиками показаны планеты GJ436 b и GJ3470 b.

Авторы призывают продолжить мониторинг лучевой скорости звезды GJ 378, особенно с помощью высокоточных инфракрасных спектрографов. Это поможет обнаружить и другие планеты системы (которые почти наверняка есть).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.05998.pdf

 

 

4 апреля 2019
Измерение масс планет в системе Kepler-107: последствия катастрофического столкновения
прямая ссылка на эту новость

Измерение масс субнептунов (планет с радиусами менее 3 радиусов Земли) показало огромное разнообразие их свойств, включая средние плотности и химический состав. Среди небольших планет попадаются и «воздушные» с высокой долей летучих элементов, и очень плотные, чей состав приближается к составу Меркурия, со всеми промежуточными вариантами. Предолагают, что эта разница обусловлена не только разницей начальных условий, т.е. свойств протопланетных дисков, но и дальнейшей эволюцией, в которой могло происходить как фотоиспарение атмосфер, так и катастрофические столкновения планет друг с другом.

В начале февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе Kepler-107. Компактная плотно упакованная система Kepler-107 была представлена в 2014 году. Она включает в себя четыре транзитные планеты с орбитальными периодами 3.18, 4.90, 7.96 и 14.75 суток и радиусами 1.54, 1.60, 0.86 и 2.90 радиусов Земли, соответственно. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:2, планеты c и e – к резонансу 3:1.

Для измерения масс планет было сделано 114 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Это позволило определить массу планеты c, оценить массы планет b и e, и наложить верхний предел на массу планеты d.

Что же оказалось? При том, что радиусы и эффективные температуры внутренних планет b и c близки друг к другу (1593 ± 19К и 1379 ± 17К), масса второй планеты (9.4 ± 1.8 масс Земли) оказалась гораздо выше массы первой (3.5 ± 1.5 масс Земли)! Соответственно, выше и средние плотности – 12.65 ± 2.45 г/куб.см против 5.3 ± 2.3 г/куб.см. Массу четвертой планеты оценили в 8.6 ± 3.6 масс Земли, а на массу третьей был наложен только верхний предел в 3.8 масс Земли.


Планеты системы Kepler-107 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, водно-каменного, чисто каменного и чисто железного состава, а также состоящих из холодной смеси водорода и гелия. Серой пунктирной линией показано минимальное отношение радиус-масса для планет, образовавшихся в результате колоссального столкновения.

Разницу в массах планет b и c невозможно объяснить фотоиспарением атмосфер – гораздо плотнее тут оказывается вторая, менее нагретая планета. Средняя плотность Kepler-107 c говорит о том, что доля железа в ее составе достигает ~70%, а доля силикатов – всего около 30%. Такой состав (при гораздо меньшей плотности остальных планет) можно объяснить только гигантским столкновением, которое привело к потере значительной части силикатной мантии и полной потере остальных летучих. Моделирование высокоскоростного столкновения двух планет с массами около 10 масс Земли хорошо воспроизводит предполагаемый состав планеты c.

Г ипотезы гигантского столкновения уже привлекались для объяснения необычного состава Меркурия, формирования системы Земля-Луна и высокого наклонения Урана.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1902/1902.01316.pdf

 

 

2 апреля 2019
TOI-172 b: массивный гигант на эксцентричной орбите
прямая ссылка на эту новость

Горячие гиганты формируются за снеговой линией, а затем оказываются на своих текущих орбитах либо в результате спокойной миграции в протопланетном диске, либо в результате планет-планетного рассеяния и дальнейшего скругления высокоэксцентричных орбит приливными силами. Однако время такого скругления сильно зависит от орбитального периода планеты и может составлять (для аналога Юпитера, вращающегося вокруг солнцеподобной звезды) от нескольких миллионов лет для периода в 0.5 земных суток до сотен миллиардов лет для периода в 10 земных суток. Для сравнительно долгопериодических горячих юпитеров с периодами 5-10 суток время скругления орбит превышает возраст Вселенной, это означает, что их текущие эксцентриситеты близки к изначальным и отражают динамическую историю системы. Изучение таких «динамически молодых» систем поможет определить долю горячих гигантов, образующихся по разным сценариям и уточнить картину планетообразования в целом.

20 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивного эксцентричного гиганта TOI-172 b, обнаруженного миссией TESS. Транзитный кандидат был найден на 1 секторе TESS, наблюдавшемся с 25 июля по 22 августа 2018 года, дальнейшее подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FEROS и TRES.

Звезда TOI-172 (TIC 29857954, TYC 6932-00301-1) удалена от нас на 336.5 ± 6.8 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.06 солнечных масс, радиус достигает 1.78 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость почти в 2.9 раза превосходит солнечную. Звезда уже явно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 7.4 ± 1.6 млрд. лет.

На расстоянии 1.1 угловых секунд от TOI-172 находится компаньон примерно на 5 звездных величин слабее. Однако предварительные оценки расстояния до этого компаньона показывают, что он является звездой заднего фона и физически не связан с TOI-172. Учет светового загрязнения кривой блеска меняет радиус планеты лишь на 0.5%, так что в дальнейшем авторы пренебрегают этим фактором.

Масса планеты TOI-172 b достигает 5.42 ± 0.22 масс Юпитера, что при радиусе 0.965 ± 0.03 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 7.53 +0.65/-0.72 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0914 ± 0.0017 а.е. (~11.1 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.381 ± 0.009, и делает один оборот за 9.4773 ± 0.0008 земных суток.


Планета TOI-172 b (отмечена стрелкой) на плоскости «орбитальный период – эксцентриситет орбиты» на фоне других экзопланет. Цветом показана масса планет (цветовая шкала расположена справа от графика).

Таким образом, планета TOI-172 b пополнила собой короткий список массивных эксцентричных планет с орбитальным периодом короче 20 суток. Пока не ясно, как она оказалась на своей настоящей орбите. С одной стороны, сравнительно высокий эксцентриситет ее орбиты говорит о планет-планетном рассеянии, с другой – одно рассеяние не смогло бы привести эту планету со снеговой линии на текущую орбиту. Возможно, в динамической истории TOI-172 b была и миграция в протопланетном диске, и существенное взаимодействие с третьим телом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.09950.pdf

 

 

31 марта 2019
Методом лучевых скоростей подтверждены низкие плотности планет в системе Kepler-9
прямая ссылка на эту новость

Одним из важных достижений миссии «Кеплер» стала демонстрация TTV-метода, позволяющего измерять массы транзитных планет у звезд, слишком тусклых для точного измерения их лучевых скоростей. Обычно заметные вариации времени наступления транзитов наблюдаются в многопланетных системах, в которых планеты находятся в одном из орбитальных резонансов низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды соотносятся друг с другом как небольшие целые числа). Амплитуда отклонений времени наступления транзитов от линейных эфемерид (т.е. от строгой периодичности, реализующейся в отсутствии гравитационного взаимодействия планет друг с другом) в резонансных системах может достигать часов, а в отдельных случаях – даже суток.

Однако по мере роста количества TTV-планет стала прорисовываться систематическая разница в средней плотности между планетами, чья масса была измерена методом лучевых скоростей, и планетами, чья масса была измерена таймингом транзитов. Это вызвало подозрения, что метод тайминга содержит скрытые дефекты. Масла в огонь подлила ситуация с системой Kepler-9, включающей два транзитных субсатурна с орбитальными периодами 19.24 и 38.91 земных суток – первооткрыватели оценили их массы методом лучевых скоростей и получили значения ~80 и ~54.3 масс Земли, а последующий TTV-анализ дал совсем другие значения – 43.5 и 30 масс Земли.

Чтобы разобраться с этой дихотомией, необходимо измерять массы как можно большего количества планет обоими методами одновременно. Особенно важно было уточнить массы планет в системе Kepler-9. И это было сделано коллективом европейских астрономов под руководством Л. Борсато (L. Borsato). Они провели 16 измерений лучевой скорости звезды Kepler-9 с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N, причем старались делать замеры в моменты, для которых оба метода давали максимально различные предсказания. Дело осложнялось тусклостью родительской звезды (+13.9), приведшей к сравнительно низкой точности единичного замера ~11 м/с.

Что же оказалось? Новые RV-измерения подтвердили значения масс, полученных TTV-методом! Масса планеты Kepler-9 b оказалась равной 43.4 +1.6/-2.0 масс Земли, а масса планеты Kepler-9 c – 29.9 +1.1/-1.3 масс Земли. Их средние плотности, в свою очередь, равны 0.42 +0.06/-0.09 г/куб.см и 0.31 ± 0.06 г/куб.см – перед нами легкие газовые гиганты.

Это серьезный довод в пользу надежности метода тайминга транзитов и одновременно напоминание, что любой результат в науке должен проверяться и перепроверяться.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.05471.pdf

 

 

30 марта 2019
KOI-1599 b, c: две суперземли в орбитальном резонансе 3:2
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил сотни внесолнечных многопланетных систем. Анализ отношений орбитальных периодов планет в этих системах показал недостаток систем с резонансами первого порядка (в которых орбитальные периоды соседних планет относятся друг к другу как числа вида (n +1)/n , n = 1, 2, …) при относительной распространенности резонанса 3:2. Планеты, находящиеся в резонансе или близкие к нему, часто возмущают движение друг друга достаточно сильно, чтобы вызывать заметные периодические отклонения моментов наступления транзитов от линейных эфемерид (т.е. от строгой периодичности, реализующейся в отсутствии гравитационного взаимодействия планет друг с другом). Анализ вариаций времени наступления транзитов (т.н. TTV-метод) позволяет оценить массу планет, даже если родительская звезда тусклая и метод лучевых скоростей оказывается бессилен.

26 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная резонансной двухпланетной системе KOI-1599, находящейся на Поле Кеплера. Авторы проанализировали все 17 наблюдательных кварталов и обнаружили хорошо заметные синусоидальные вариации времени наступления транзитов обеих планет, находящиеся в противофазе – неопровержимое свидетельство того, что обе планеты вращаются вокруг одной звезды и гравитационно взаимодействуют друг с другом. Отношения периодов планет чрезвычайно близки к 3:2. TTV-анализ позволил оценить массы обеих планет, которые из-за слабого блеска родительской звезды было бы крайне затруднительно оценить методом лучевых скоростей.

KOI-1599 (KIC 5474613) – солнцеподобная звезда, чьи параметры, к сожалению, известны с большими погрешностями. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 0.97 +0.29/-0.10 солнечных радиусов. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14.8) его можно оценить в ~986 пк.

Кривая блеска KOI-1599 демонстрирует два транзитных сигнала, соответствующих планетам с периодами 13.6088 ± 0.0006 и 20.4415 ± 0.0013 земных суток и приблизительно одинаковыми размерами – 1.9 ± 0.2 и 1.9 ± 0.3 радиусов Земли, соответственно. Система достаточно плоская – наклонение орбит обеих планет отличается друг от друга на 1.2°.

Моделирование этой системы с помощью эволюционного алгоритма GEA показало, что наблюдаемые вариации времени наступления транзитов могут описать две модели. В «массивной» модели массы внутренней и внешней планет составляют 9.0 ± 0.3 и 4.6 ± 0.3 масс Земли, в «легкой» модели – 7 и 3.6 масс Земли (с погрешностью около 10%). Модели описывают разные конфигурации системы – в «массивной» аргументы перицентров обеих планет отличаются примерно на 180°, а эксцентриситеты малы (~0.01). В «легкой» возможны и сонаправленные орбиты, а эксцентриситеты могут достигать величины 0.01-0.05. Пока неизвестно, какая из моделей ближе к истине, хотя сами авторы склоняются к «легкому» варианту (он легче воспроизводится при моделировании попадания системы в текущую конфигурацию в процессе миграции). В этом случае средние плотности внутренней и внешней планет составят 5.6 ± 0.5 и 2.9 ± 0.6 г/куб.см, соответственно.


Планеты системы KOI-1599 на плоскости «масса – радиус» в «массивной» (показаны синим цветом) и «легкой» (показаны красным цветом) моделях. Цветными линиями отражены модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, водно-силикатного состава и состоящие из 95% силикатов и 5% железа.

Если внешняя планета в этой системе – типичный мини-нептун (особенно в «легкой» модели), то внутренняя является переходной между железокаменными суперземлями и супер-ганимедами. Маловероятно, что она состоит из одних силикатов, скорее всего, ее массивное железокаменное ядро окружено оболочкой из летучих веществ (преимущественно водяного льда).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.01435.pdf

 

 

17 марта 2019
TOI-125: первая компактная многопланетная система от миссии TESS
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных открытий основной миссии «Кеплера» стало обнаружение компактных многопланетных систем, в которых орбиты четырех, пяти, и даже шести планет оказывались плотно упакованными глубоко внутри орбиты Меркурия. Однако такие системы, как правило, были найдены у довольно тусклых звезд, чей слабый блеск затруднял измерение масс планет методом лучевых скоростей и делал практически невозможным изучение свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии. Миссия TESS, напротив, ищет планеты у достаточно ярких звезд, за два года она должна охватить наблюдениями большую часть небесной сферы (кроме широкой полосы вдоль эклиптики). 29 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию многопланетной системы TOI-125 – первой компактной плотно упакованной планетной системы TESS. В отличие от аналогичных систем «Кеплера», TOI-125 принадлежит достаточно яркой звезде – ее видимая звездная величина +10.89, а в инфракрасной полосе K – даже +9.0, что делает ее удобной для дальнейших исследований.

TOI-125 (TIC 52368076, TYC 88956-00192-1) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 111.4 ± 1.3 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.02 солнечных радиуса, светимость составляет ~51% от светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом – авторы оценивают его в 6.6 +4.6/-4.2 млрд. лет. Согласно данным, полученным астрометрической миссией «Гайя», и наблюдениям окрестностей звезды на телескопе Gemini, рядом с TOI-125 нет компаньонов, способных имитировать транзитный сигнал. Также никаких более-менее ярких фоновых звезд в этой точке неба не обнаружено на архивных снимках. Это означает, что звезда TOI-125 является одиночной, и транзитные кандидаты, скорее всего, вращаются именно вокруг нее.

Кривая блеска TOI-125 демонстрирует пять транзитных сигналов разной степени достоверности. Два кандидата полностью прошли процедуру валидации и представлены как планеты, остальные остаются пока в качестве кандидатов.

В настоящий момент система TOI-125 выглядит так.

Самой внутренней планетой является кандидат TOI-125.04. Его орбитальный период – всего 12.7 часов (0.52847 ± 0.00004 земных суток), глубина транзита соответствует планете радиусом 1.36 ± 0.16 радиусов Земли. Кандидат вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~3 звездных радиусов, его эффективная температура оценивается в 2126 ± 29К. У TOI -125.04 низкое (~5.2) отношение сигнал/шум (проще говоря, слишком мелкий транзит) для надежного открытия, но авторы показывают, что, будучи железокаменной, планета такого радиуса будет наводить на звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 2.2 м/с, вполне доступной для измерений.

Далее расположена планета TOI-125 b, прошедшая валидацию. Это горячий мини-нептун с радиусом 2.76 ± 0.09 радиусов Земли, делающий один оборот за 4.6538 ± 0.0003 земных суток. Среднее расстояние между звездой и планетой – 13 звездных радиусов, эффективная температура оценивается в 1029 ± 14К.

Третьей планетой системы является TOI-125 c, также прошедшая валидацию. Радиус этого мини-нептуна – 2.79 ± 0.1 радиусов Земли, орбитальный период – 9.1507 ± 0.0007 земных суток, эффективная температура – 821 ± 11К. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 2:1 (отношение их периодов составляет 1.967), что должно приводить к сильному гравитационному взаимодействию и заметным вариациям времени наступления транзитов (до 4 минут). Однако регистрация возможных TTV-сигналов – дело будущего, пока погрешности измерения времени наступления транзитов в миссии TESS делают подобные величины недоступными для измерения.

Четвертый транзитный кандидат в этой системе – TOI -125.05, и авторы сами сомневаются в его реальности. Он проявляется на кривой блеска еле заметным V-образным сигналом, означающим скользящий транзит. Орбитальный период четвертого кандидата – 13.278 суток, его радиус определить не удалось. Возможно, четвертая планета не так и мала (например, она может быть нептуном и даже субсатурном). Авторы и здесь надеются на метод лучевых скоростей – будучи полновесным субсатурном, планета может наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой 5-77 м/с. Но пока достоверность этого кандидата – самая низкая из всех в этой системе.

Пятый кандидат – TOI -125.03 – имеет высокое отношение сигнал/шум, его радиус достигает 2.94 ± 0.16 радиусов Земли, орбитальный период – 19.981 ± 0.005 земных суток. Планета осталась в статусе кандидата, поскольку за время наблюдений у нее наблюдались только два транзитных события, а для надежной регистрации необходимо три. Планета вращается на расстоянии ~35 звездных радиусов, ее эффективная температура составляет 634 ± 9К. Таким образом, все обнаруженные планеты в этой системе оказываются горячее Меркурия.

Авторы провели анализ динамической устойчивости этой системы, учитывая только планеты b, c и кандидата .03, и нашли, что эксцентриситеты всех трех планет могут заметно отличаться от нуля (0.18 +0.14/-0.10 для планеты b, 0.065 +0.067/-0.046 для планеты c и 0.075 +0.056/-0.051 для .03). Если планета .05 действительно существует и имеет заметную массу, анализ придется проводить заново.

Также авторы оценили возможность измерения масс всех пяти возможных планет методом лучевых скоростей. Поскольку звезда TOI-125 – яркая и спокойная, с низкой скоростью вращения, ее лучевые скорости могут быть измерены с погрешностью не хуже 1 м/с. Положив наиболее вероятные значения масс трех мини-нептунов b, c и .03 в 8.5, 8.6 и 9.5 масс Земли, исследователи оценили соответствующие полуамплитуды колебаний лучевой скорости в 3.65, 2.88 и 2.45 м/с, вполне доступные для измерения современными средствами. Самая внутренняя планета может наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой 2.2 м/с. Однако поскольку планет много, для аккуратного измерения их масс потребуется значительное количество замеров, по порядку величины не менее сотни. Несомненно, все это будет проделано в ближайшие годы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.09092.pdf

 

 

14 марта 2019
Обнаружен легкий нептун у близкого красного карлика GJ 686
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – наиболее многочисленные звезды Галактики. Открытия последних лет показали, что подавляющее большинство красных карликов окружены планетными системами, в составе которых преобладают небольшие планеты – нептуны, суперземли и земли. Поиском планет у маломассивных звезд занимается целый ряд наблюдательных программ, использующих различные методы – транзитный, лучевых скоростей, гравитационного микролинзирования. Одной из таких программ является HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) – основанный на измерениях лучевых скоростей с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N, он ведет поиск планет у близких и сравнительно ярких красных карликов в окрестностях Солнца.

4 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию обзором HADES легкого нептуна у близкой звезды GJ 686. Для анализа авторы работы объединили 64 замера лучевой скорости, полученные на HARPS-N, с более ранними замерами, сделанными спектрографами HIRES (114 замеров) и HARPS (20 замеров). Общее время наблюдений превысило 20 лет – первый замер был получен 5 июня 1997 года, последний – 20 октября 2017 года.

Долгий и богатый ряд наблюдений позволил выявить как периоды, обусловленные звездной активностью, так и четкий когерентный RV-сигнал, наведенный планетой. Был определен период вращения звезды вокруг своей оси (около 37 суток) и обнаружен цикл активности, аналогичный солнечному (с периодом 2267 ± 50 суток).

GJ 686 (HIP 86287) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 8.159 ± 0.002 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.42 ± 0.05 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость составляет 2.8 ± 0.6% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в два раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Судя по сравнительно большому периоду вращения, GJ 686 имеет зрелый возраст.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 686 b оценивается в 7.1 ± 0.9 масс Земли. Этот легкий нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.091 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 15.5321 ± 0.0017 земных суток. Его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, эффективная температура составляет 379 ± 25К (в предположении нулевого альбедо).

Поскольку лучевая скорость звезды не показывает дополнительного долговременного дрейфа, а положение на небесной сфере по данным «Гайи» помимо параллакса не показывает каких-либо колебаний, авторы приходят к выводу об отсутствии у GJ 686 планет-гигантов или коричневых карликов на широких орбитах.


Планеты у красных карликов, открытые методом лучевых скоростей, на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Планета GJ 686 b показана черной пятилучевой звездой. Планеты, открытые обзором HIRES, показаны красными звездами. Горизонтальные пунктирные линии соответствуют массам (снизу вверх) Нептуна, Сатурна и Юпитера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.05338.pdf

 

 

12 марта 2019
K2-286 b: транзитный мини-нептун у внутреннего края обитаемой зоны
прямая ссылка на эту новость

70% звезд нашей Галактики являются красными карликами, поэтому изучение особенностей планетных систем красных карликов представляет особый интерес. Благодаря сравнительно малым размерам этих звезд транзиты планет по их дискам при прочих равных оказываются глубже, чем транзиты по дискам солнцеподобных звезд, что облегчает обнаружение небольших планет. С другой стороны, благодаря малой массе красных карликов они заметнее откликаются на гравитационное влияние своих планет (в том числе маломассивных). Наконец, из-за низкой светимости M -звезд их обитаемая зона оказывается компактной, и в нее попадают планеты с орбитальными периодами порядка месяца, а не года, как у солнцеподобных звезд. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики прекрасной целью для поисков потенциально обитаемых планет (планет земного типа и суперземель в обитаемой зоне).

16 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика K2-286 (EPIC 249889081). Звезду наблюдал «Кеплер» в рамках 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, продлившейся с 23 августа по 30 ноября 2017 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, массу планеты оценили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

K2-286 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 76.3 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 9% от светимости Солнца. Отсутствие заметного рентгеновского излучения и сравнительно большой период вращения вокруг своей оси (23.8 ± 3.7 суток) говорит о том, что перед нами звезда зрелого возраста.

Радиус планеты K2-286 b составляет 2.1 ± 0.2 радиуса Земли. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.177 ± 0.02 а.е. (эксцентриситет орбиты оценить не удалось) и делает один оборот за 27.359 ± 0.005 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении альбедо, равного альбедо Земли – 0.3) оценивается в 347 +21/-11 К. Хотя формально планета находится внутри оптимистической обитаемой зоны, скорее всего, она окутана мощной атмосферой, создающей сильный парниковый эффект.

Масса планеты, оцененная всего по четырем замерам лучевой скорости звезды, составляет 6.8 ± 4.3 масс Земли (верхний предел – 22 массы Земли). Скорее всего, она представляет собой океаниду (супер-Ганимед), половина массы которой приходится на горные породы, а половина – на водяной лед. Однако погрешности в определении массы еще слишком велики, не исключен и вариант сравнительно легкой планеты, окутанной протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Более точное измерение массы K2-286 b сможет сделать спектрограф ESPRESSO, установленный на VLT.

Планета K2-286 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Для сравнения лиловыми кружками показаны также Земля и Венера.
Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто железного, чисто каменного и чисто водного, а также промежуточного состава.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.04739.pdf

 

 

6 марта 2019
K2-291 b: каменистая суперземля на 2.2-дневной орбите
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2 обнаружил сотни небольших планет с орбитальными периодами меньше 10 суток. Массу некоторых из них удается измерить методом лучевых скоростей, пополняя список планет, для которых известны оба ключевых параметра (и радиус, и масса).

18 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у звезды HD 285181. Звезда наблюдалась «Кеплером» во время 13-й наблюдательной кампании, проходившей с 8 марта по 27 мая 2017 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES, HARPS и HARPS-N.

K2-291 (HD 285181, EPIC 247418783) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 90.2 ± 0.5 пк. Ее масса оценивается в 0.934 ± 0.038 солнечных масс, радиус – в 0.899 ± 0.035 солнечных радиусов, светимость составляет 68.2 ± 1.6% солнечной светимости. Возраст звезды определен плохо – от 1.2 до 7.4 млрд. лет (наиболее вероятное значение – 3.7 млрд. лет).

При радиусе 1.59 +0.10/-0.07 радиусов Земли масса планеты K2-291 b достигает 6.49 ± 1.16 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.84 +2.50/-2.03 г/куб.см, свидетельствующей о железокаменном составе. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0326 ± 0.00044 а.е. (~7.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.22517 ± 0.00007 земных суток. Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 (повернута к своей звезде только одной стороной), ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.


Планета K2-291 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других небольших транзитных экзопланет. Для сравнения приведены и планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун (показаны синими буквами E, V, U, N). Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто железного, чисто каменного и чисто водного состава, пунктирными линиями – для планет промежуточного состава.

Авторы показывают, что K2-291 b могла сформироваться как мини-нептун и в дальнейшем утратить летучие элементы в результате фотоиспарения. Так, водородная оболочка K2-291 b должна была испариться в течение сотен миллионов лет, гелиевая – за миллиард лет. Поскольку эта система явно старше, наиболее летучие вещества неизбежно были ею утрачены. Впрочем, не исключено и формирование планеты «на месте» из планетезималей, уже обедненных летучими элементами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.04558.pdf

 

 

2 марта 2019
HATS-71 b: очень теплый гигант с самым глубоким транзитом
прямая ссылка на эту новость

К настоящему времени известно более четырех сотен транзитных горячих юпитеров, но только три из них найдены у звезд красных карликов: Kepler-45 b, HATS-6 b и NGTS-1 b. Это вызвано, в основном, двумя причинами – крайней редкостью планет-гигантов у маломассивных звезд, и тусклостью красных карликов, делающей большинство этих звезд недоступными для наземных транзитных обзоров. Поэтому обнаружение у красного карлика транзитной планеты-гиганта вызывает большой интерес.

27 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого гиганта HATS-71 b, вращающегося вокруг красного карлика спектрального класса M3 V. Глубина транзитов этой планеты достигла 4.7% – это самые глубокие планетные транзиты из известных на данный момент. Звезда HATS-71 была обнаружена наземным транзитным обзором HATSouth, кроме того, она попала на первый сектор TESS, что позволило получить кривую блеска высокого качества. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение (точнее, оценка) его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PFS.

Расстояние до HATS-71 было определено астрометрической миссией «Гайя» и составило 140.7 ± 0.83 пк. Интересно, что эта звезда заметно ярче большинства звезд главной последовательности этого спектрального класса, что может говорить о том, что в реальности она представляет собой неразрешенную двойную с расстоянием между компонентами менее 14 а.е. Никаких других свидетельств двойственности нет, так что авторы исследования рассмотрели оба варианта – и что HATS-71 одиночная (но по каким-то причинам ее размеры несколько больше, чем у большинства M3-звезд), и что она неразрешенная двойная. Параметры планеты в обоих случаях оказываются близкими.

В случае если HATS-71 – одиночная, ее масса составляет 0.57 +0.04/-0.07 солнечных масс, радиус – 0.516 +0.005/-0.010 солнечных радиусов, а светимость – 2.7% солнечной. В случае, если компонентов два, параметры родительской звезды оказываются меньше: масса – 0.465 ± 0.006 солнечных масс, радиус – 0.462 ± 0.006 солнечных радиусов, а светимость – 2.25% солнечной. При этом масса второго компаньона составит ~0.24 солнечных масс, а светимость ~0.47% солнечной. Будущие наблюдения HATS-71 на крупнейших телескопах, оснащенных системами адаптивной оптики, помогут определить, какая гипотеза ближе к истине.

Радиус гиганта HATS-71 b оценивается в 1.08 ± 0.02 радиуса Юпитера, орбитальный период – 3.79552 суток. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0395 +0.0010/-0.0017 а.е. (~16.4 звездных радиусов), эксцентриситет орбиты определить не удалось. Из-за тусклости родительской звезды и всего семи замеров ее лучевой скорости масса планеты определена с большой погрешностью: 0.45 ± 0.24 масс Юпитера (с достоверностью 95% она не превышает 0.81 масс Юпитера), что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.23 г/куб.см. Эффективная температура планеты близка к 568К.

Глубокие транзиты делают эту систему перспективной целью для изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.


Планета HATS-71 b (показана красным цветом) на плоскости «масса родительской звезды – масса планеты». Представлены транзитные планеты-гиганты с массой более 0.3 масс Юпитера. Заметно уменьшение количества планет-гигантов у звезд легче 0.8 солнечных масс.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.09406.pdf

 

 

25 февраля 2019
Открыты мини-нептун и планета-гигант у тройной звезды K2-290
прямая ссылка на эту новость

Хотя космический телескоп им. Кеплера уже полгода как окончательно вышел из строя, анализ полученных данных идет полным ходом, продолжая радовать нас новыми открытиями. 13 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению двух транзитных планет у сравнительно яркой (видимая звездная величина +11.1) звезды K2-290. Открытие интересно тем, что планеты были найдены в иерархической тройной звездной системе.

K2-290 (EPIC 249624646, TYC 6193-663-1) наблюдалась во время 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2, продлившейся с 23 августа по 20 ноября 2017 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 9.2 и 48.4 земных суток и глубиной 0.03% и 0.5%, соответственно, что говорило о возможном наличии мини-нептуна и планеты-гиганта.

В рамках стандартной процедуры валидации исследователи провели съемку ближайших окрестностей звезды с помощью 8.2-метрового телескопа Субару. И оказалось, что K2-290 – тройная звезда: рядом с главным компонентом спектрального класса F8 были обнаружены два красных карлика, один на расстоянии 0.4 угловых секунд (компонент B), второй – на расстоянии 8.7 угловых секунд (компонент C). Компонент C имеет близкое собственное движение с главным компонентом и находится примерно на том же расстоянии от Солнца, что говорит об их возможной физической связи. Компонент B в данных «Гайи» сливается с главным компонентом (не разрешен), однако вероятность того, что он лишь случайно проецируется в ближайшие окрестности звезды K2-290, составляет менее 0.01%. Таким образом, с наибольшей вероятностью K2-290 представляет собой тройную систему, в которой компонент B удален от главной звезды на 113 ± 2 пк (в проекции на небесную сферу), а компонент C – на 2467 +177/-155 пк. Обе планеты вращаются вокруг главного компонента A.

Главный компонент системы K2-290 представляет собой слегка проэволюционировавшую звезду спектрального класса F8, удаленную от нас на 275.0 ± 3.8 пк. Ее масса оценивается в 1.19 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.51 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.2 раза превышает светимость Солнца. Возраст звезды составляет 4.0 +1.6/-0.8 млрд. лет.

Для окончательного подтверждения планетной природы обоих кандидатов и измерения их массы исследователи получили серию замеров лучевой скорости K2-290 с помощью спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES (всего 33 замера).

Масса внешней планеты K2-290 c оказалась равной 0.774 ± 0.047 масс Юпитера, что при радиусе 1.006 ± 0.05 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.01 ± 0.16 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.241) на среднем расстоянии 0.305 ± 0.017 а.е. и делает один оборот за 48.36685 ± 0.0004 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 676 ± 16К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Масса внутренней планеты формально получилась равной 5.8 ± 5.1 масс Земли, но поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 21.1 масс Земли (с достоверностью 3 сигма). Это горячий мини-нептун радиусом 3.06 ± 0.16 радиусов Земли вращается на расстоянии 0.0923 ± 0.0066 а.е. и делает один оборот за 9.21165 ± 0.00034 земных суток, его эффективная температура составляет 1230 ± 38К.

Если горячие юпитеры в массе своей одиноки, то рядом с более прохладными гигантами дополнительные планеты встречаются довольно часто. Небольшой эксцентриситет очень теплого гиганта K2-290 c говорит о том, что он или сформировался на месте, или мигрировал из-за снеговой линии благодаря взаимодействию с протопланетным диском. Для проверки этой гипотезы авторы предлагают измерить лучевые скорости звезды во время транзита K2-290 c и с помощью регистрации эффекта Мак-Лафлина определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды – в случае дисковой миграции это наклонение должно быть мало.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.03716.pdf

 

 

23 февраля 2019
HD 221416 b: горячий сатурн у пульсирующего субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Астросейсмология – мощный метод, позволяющий по спектрам колебаний звезды определять ее внутреннюю структуру. С помощью астросейсмологии можно с высокой точностью определить массу, радиус и возраст звезды, а также наложить важные ограничения на ориентацию ее оси вращения относительно земного наблюдателя. Делая фотометрические замеры каждые 2 минуты, TESS измерил спектры колебаний тысяч звезд, среди которых были как звезды главной последовательности, так и субгиганты, и даже красные гиганты на ранних этапах этой стадии звездной эволюции. Тем самым миссия не только ведет поиск транзитных экзопланет, но и получает важные данные по физике звезд.

8 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у позднего субгиганта HD 221416. Звезда попала на 2-й сектор TESS, наблюдавшийся с 22 августа по 20 сентября 2018 года. Яркость звезды (ее видимая звездная величина +8.15) позволила не только обнаружить транзитный кандидат, получивший наименование TOI-197.01, но и измерить спектр собственных звездных колебаний. Это, в свою очередь, позволило достаточно точно определить параметры звезды, уже сошедшей с главной последовательности и существенно продвинувшейся по пути превращения в красный гигант.

HD 221416 (HIP 116158, TOI-197) – субгигант спектрального класса K0 IV, удаленный от нас на 95.8 ± 0.7 пк. Его масса оценивается в 1.212 ± 0.074 солнечных масс, радиус – в 2.943 ± 0.064 солнечных радиусов, светимость в 5.15 ± 0.17 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 4.9 ± 1.1 млрд. лет.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, FEROS, HIRES и HARPS.

Масса планеты HD 221416 b составляет 0.190 ± 0.018 масс Юпитера (60.5 ± 5.7 масс Земли), что при радиусе 0.836 ± 0.031 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.431 ± 0.064 г/куб.см – перед нами легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.123 ± 0.003 а.е. (~9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.115 ± 0.034, и делает один оборот за 14.276 ± 0.004 земных суток.

Тем самым HD 221416 b стал одним из немногочисленных горячих субсатурнов с наиболее точно определенными свойствами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.01643.pdf

 

 

22 февраля 2019
Об измерении масс планет в системах K2-3 и GJ 3470
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство планет, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера, имеют радиусы от 1 до 4 радиусов Земли. Природа планет этого размерного класса, называемых суперземлями и мини-нептунами, вызывает тем больший интерес, что они не имеют аналогов в Солнечной системе. Чтобы оценить их химический состав, необходимо определить среднюю плотность, а для этого нужно знать не только радиус, но и массу. Однако точное измерение массы небольших планет затруднено из-за малой амплитуды колебаний лучевой скорости, наводимых ими на свою звезду – очень часто эта амплитуда составляет всего несколько метров в секунду. Кроме регистрации еле заметных колебаний центра масс звезды, вызванных гравитационным влиянием планеты, необходимо учитывать и собственную звездную активность, которая также может вносить свой вклад в наблюдаемый рисунок колебаний лучевой скорости родительской звезды. Все это делает измерение масс небольших планет весьма непростым и трудоемким делом.

18 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению масс планет в хорошо известной трехпланетной системе K2-3 и очень теплого нептуна GJ 3470 b. Авторы пронаблюдали транзиты этих планет с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера, что позволило существенно (в десятки раз) уточнить их орбитальные периоды. Кроме того, исследователи сделали несколько десятков замеров лучевых скоростей звезд K2-3 и GJ 3470 с помощью спектрографа HIRES (средняя погрешность единичного замера – 1.7 м/с). Объединив свои результаты с более ранними замерами лучевых скоростях этих звезд, полученными другими авторами, они отчасти подтвердили, а отчасти уточнили массы планет, сделав упор на аккуратном учете влияния звездной активности.

Очень теплый нептун GJ 3470 b был открыт в 2012 году. Его радиус близок к 3.9 радиусов Земли, планета вращается вокруг красного карлика на расстоянии ~12.9 звездных радиусов и делает один оборот за 3.33665 земных суток. Массу планеты пытались измерить неоднократно; разные авторы получали значения 13.73 ± 1.61, 14.0 ± 1.8 и 13.9 +1.5/?1.4 масс Земли. Последний результат – 12.6 ± 1.3 масс Земли – немного меньше предыдущих оценок, но в пределах погрешностей согласующийся с ними. Также авторы последней работы смогли измерить эксцентриситет орбиты этой планеты – он оказался равным 0.114 ± 0.051 (до этого орбиту GJ 3470 b считали круговой).

Система K2-3 известна с 2015 года. Она включает в себя три транзитные планеты с радиусами 2.1, 1.6 и 1.5 радиусов Земли и орбитальными периодами 10.05, 24.65 и 44.56 земных суток. Массы планет в этой системе также пытались измерить не раз, но тут ситуация оказалась более сложной – результаты, полученные разными авторами, заметно различаются.

Массу внутренней планеты b оценивали в 8.4 ± 2.1, 7.7 ± 2.0 и 6.6 ± 1.1 масс Земли, авторы последнего исследования предлагают значение 6.5 +1.0/-0.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.70 +1.67/-1.08 г/куб.см.

Массу средней планеты c оценивали в 2.1 +2.1/-1.3 и 3.1 ± 1.3 масс Земли, также накладывали на нее верхний предел в 12.6 масс Земли. Авторы последнего исследования нашли, что ее масса равна 2.14 +1.08/-1.04 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.98 +1.96/-1.50 г/куб.см.

Хуже всего ситуация с внешней планетой d. Ее массу оценивали в 11.1 ± 3.5, 11.3 ± 5.9 и 2.7 +1.2/-0.8 масс Земли. Проблема состоит в том, что период обращения планеты d близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси, поэтому очень сложно отделить влияние планеты от вклада звездной активности. Авторы последней работы вообще не смогли измерить массу внешней планеты и наложили на нее верхний предел в 2.8 масс Земли (верхний предел на среднюю плотность – 5.62 г/куб.см).

Таким образом, все планеты системы K2-3 демонстрируют значительное количество летучих веществ в своем составе (преимущественно водяного льда, но у планеты c возможна и существенная водородная атмосфера).

Свойства GJ 3470 b оказываются очень близкими к свойствам Урана и Нептуна.


Планеты системы K2-3 и GJ 3470 b на плоскости «масса – радиус» (показаны красным цветом) среди других транзитных экзопланет. Черным показаны экзопланеты, у которых масса и радиус известны с относительно высокой точностью, серым – экзопланеты, чьи параметры определены со значительными погрешностями. Для сравнения буквами V, E, U, N показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет промежуточного состава.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.08241.pdf

 

 

20 февраля 2019
Несколько горячих юпитеров, из которых один не одинок
прямая ссылка на эту новость

С запуском фотометрической миссии TESS началась новая эра во внесолнечной планетологии. TESS охватит наблюдениями большую часть небесной сферы и будет находить транзитные планеты у ярких звезд, доступных для дальнейшего изучения. Однако и наземные транзитные обзоры рано списывать со счетов. Из-за того, что каждый сектор TESS наблюдается только в течение 27 суток, эффективность миссии в поиске планет с орбитальными периодами длиннее 13.5 суток резко падает по сравнению с эффективностью поиска более короткопериодических планет. Однако единичные транзитные события, обнаруженные TESS, могут служить отличной наводкой для наземных транзитных обзоров, среди которых самым успешным остается SuperWASP. Количество планет, обнаруженных SuperWASP, уже приближается к двум сотням.

24 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пяти транзитных планет-гигантов, из которых три – WASP-137 b, WASP-143 b, WASP-146 b – являются обычными горячими юпитерами, а две – WASP-134 b и WASP-134 c – имеют орбитальные периоды длиннее 10 земных суток и вращаются вокруг одной звезды по орбитам с умеренным, но явно отличным от нуля эксцентриситетом. Планета WASP-134 b является транзитной, а WASP-134 c – не транзитная. Открытие пары очень теплых юпитеров тем интереснее, что их известно очень мало.

Массы всех пяти планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, HARPS и HARPS-N.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
289 ± 4
G0
1.216 ± 0.066
1.65 ± 0.10
4.3 ± 1.8
0.08 ± 0.07
402 ± 7
G1 V
1.087 ± 0.045
1.00 ± 0.05
1.9 ± 1.5
0.23 ± 0.10
495 ± 27
G0
1.057 ± 0.085
1.29 ± 0.06
6.9 ± 2.5
-0.01 ± 0.16
195 ± 2
G4
1.131 ± 0.045
1.16 ± 0.06
5.1 ± 1.6
0.40 ± 0.07

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Эксцентриситет
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-137 b
0.0519 ± 0.0018
3.90803
0
0.681 ± 0.054
1.27 ± 0.11
0.44 ± 0.11
1601 ± 65
WASP-143 b
0.049 ± 0.0014
3.77887
0
0.725 ± 0.084
1.234 ± 0.042
0.51 ± 0.06
1325 ± 30
WASP-146 b
0.0451 ± 0.0024
3.39694
0
1.11 ± 0.15
1.228 ± 0.076
0.80 ± 0.11
1486 ± 43
WASP-134 b
0.0956 ± 0.0016
10.14676
0.146 ± 0.015
1.41 ± 0.08
0.988 ± 0.057
1.96 ± 0.24
953 ± 22
WASP-134 c
~0.35
70.01 ± 0.14
0.173 ± 0.09
0.70 ± 0.07
~500

Измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита планеты WASP-134 b позволило определить наклонение ее орбиты к оси вращения звезды (точнее, проекцию этого наклонения на небесную сферу). Наклонение оказалось равным -44 ± 10°. Это говорит о некоторой «взболтанности» данной системы и возможном значительном взаимном наклоне орбит планет b и c. Скорее всего, планета b оказалась на своей текущей орбите благодаря планет-планетному рассеянию и дальнейшему скруглению высокоэксцентричной орбиты приливными силами, причем этот процесс еще не завершился.

В фотометрических данных, полученных SuperWASP, нет признаков транзитов планеты c. Однако наблюдения вдоль ее фазовой кривой имеют значительную скважность, так что транзит мог быть и пропущен. Звезда WASP-134 попадает на 15 сектор TESS, который будет наблюдаться с 15 августа по 11 сентября 2019 года. Однако даты возможных транзитов WASP-134 c не попадают в это окно (судя по колебаниям лучевой скорости звезды, они ожидаются 8 августа и 17 октября 2019 года с погрешностью ±5 земных суток). Возможно, для надежного исключения транзитов WASP-134 c потребуются наблюдения с помощью космического телескопа ChEOPS, чей запуск ожидается в 2019 году.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.09264.pdf

 

 

11 января 2019
K2-228B: суперземля в обитаемой зоне красного карлика
прямая ссылка на эту новость

В течение расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера получил десятки тысяч кривых блеска сравнительно ярких звезд, расположенных вдоль эклиптики. Для обработки этого колоссального массива данных и поиска в нем транзитных сигналов используются автоматические алгоритмы, которые, однако, могут давать сбои и пропускать транзитные планеты, или, напротив, принимать за транзиты другие астрофизические явления (затменно-переменные двойные, пульсации звезд, и т.п.). Поэтому все кривые блеска с транзитоподобными сигналами просматриваются также и глазами, живыми людьми – это позволяет избежать многих ошибок.

Кривые блеска, полученные «Кеплером», выкладывались в открытый доступ примерно спустя 3 месяца после их получения на Земле, чтобы с ними мог работать любой член научного сообщества или даже обученный любитель астрономии, готовый потратить свое время на поиски экзопланет. Для работы любителей с данными «Кеплера» были организованы интернет-проекты Planet Hunters и Exoplanet Explorers, совместно обнаружившие больше десятка планет, пропущенных автоматическими алгоритмами.

7 января 2019 года в интернет-версии журнала Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у красного карлика K2-288B, образующего вместе с другим красным карликом K2-288A широкую звездную пару. Это третья планета, обнаруженная участниками проекта Exoplanet Explorers.

Планета была обнаружена в данных 4-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2, проходившей с 7 февраля по 23 апреля 2015 года. Автоматический алгоритм TERRA пропустил эту планету, поскольку в данных было обнаружено только два транзитных события, а для срабатывания алгоритма нужно как минимум три. Однако любители астрономии легко отыскали оба транзитных события и привлекли к ним внимание ученых. (Как оказалось, третий транзит тоже был в данных, но не пошел в обработку потому, что произошел в течение первых двух суток после начала наблюдательной кампании.)

Система прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Авторы оценили вероятность ложного открытия (т.е. того, что K2-288B b не является планетой) в 7.7·10-9.

Итак, K2-288 (EPIC 210693462, LP 413-32) – двойная звезда, удаленная от нас на 69.3 ± 0.4 пк и состоящая из красных карликов спектральных классов M2 V и M3 V, разделенных угловым расстоянием 0.8 угловых секунд (~55 а.е. в проекции на небесную сферу). Сравнив глубину транзитов в оптическом диапазоне и в лучах с длиной волны 4.5 мкм (наблюдения проводились на «Спитцере» 11 декабря 2017 года), исследователи выяснили, что планета вращается вокруг более тусклого и холодного компонента пары. Масса звезды K2-288B оценивается в 0.33 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.32 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 85 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст этой двойной звезды определить не удалось, но, во всяком случае, он превышает 1 млрд. лет.

Масса планеты K2-288B b осталась неизвестной, ее радиус составляет 1.9 ± 0.3 радиусов Земли, так что пока не понятно, представляет ли она собой суперземлю или мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.164 ± 0.03 а.е. (~110 звездных радиусов) и делает один оборот за 31.39346 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами в 226 ± 22К, ее температурный режим близок к температурному режиму Марса.

Наблюдения за двойной системой K2-288 в ближайшие годы позволят определить орбиты обеих звезд пары вокруг общего центра масс – их большие полуоси, эксцентриситет и период обращения. Это, в свою очередь, позволит оценить влияние второго компаньона (звезды A) на динамическую эволюцию планеты.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aafa70

 

 

9 января 2019
HD 21749 b: плотный мини-нептун у близкого оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

Космическая миссия TESS, предназначенная для поиска транзитных планет у ярких звезд на всей небесной сфере, продолжает радовать нас новыми открытиями. 31 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у близкого оранжевого карлика HD 21749. На данный момент это самая долгопериодическая планета, обнаруженная TESS. Кроме того, у звезды HD 21749 был обнаружен дополнительный транзитный кандидат, планетную природу которого еще предстоит подтвердить.

HD 21749 (HIP 16069, GJ 143, TOI-186) – звезда главной последовательности спектрального класса K4 V, удаленная от нас на 16.328 ± 0.007 пк. Ее масса оценивается в 0.73 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.695 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 20.6% от светимости Солнца. На расстоянии 22 угловых секунд от HD 21749 расположена звезда-гигант HIP 16068, не связанная с ней физически (это звезда заднего фона). Авторам пришлось учесть световое загрязнение, привносимое HIP 16068 в кривую блеска HD 21749, чтобы правильно оценить размер планеты – без учета этого загрязнения он оказывается заниженным.

Звезда HD 21749 имеет высокое южное склонение (расположена сравнительно недалеко от южного полюса эклиптики), поэтому она попала сразу на четыре сектора TESS. Каждый наблюдательный сектор TESS (полоса 96х24°) тянется от склонения 6° до полюса, время наблюдения каждого сектора составляет 27.4 суток. На высоких склонениях секторы частично перекрываются, позволяя увеличить время наблюдений. Авторы открытия провели анализ фотометрических данных за первые три сектора, которые были выложены в открытый доступ, т.е. за период с 25 июля по 14 октября 2018 года. На 1-м и 3-м секторе у звезды HD 21749 были обнаружены два транзитных события одинаковой глубины, у которых также совпадает интервал времени от 3 до 4 контакта (т.е. время схода планеты с диска звезды). К сожалению, часть кривой блеска во время второго транзитного события оказалась испорчена работой двигателей ориентации TESS, но авторы, тем не менее, пришли к выводу, что оба события вызваны одной планетой HD 21749 b.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Кроме того, авторы подняли архивные замеры ее лучевой скорости, полученные спектрографами HARPS (59 замеров), PFS (48 замеров), а также провели собственные дополнительные измерения на PFS в декабре 2018 года, получив еще 34 RV-замера в 9 различных ночей. Это позволило надежно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу.

Итак, при массе, равной 23.2 +2.1/-1.9 масс Земли, радиус планеты HD 21749 b составляет 2.84 +0.26/-0.22 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.7 +1.7/-1.4 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1914 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.08, и делает один оборот за 35.6077 ± 0.0014 земных суток. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму Меркурия. Авторы отмечают, что настолько высокая средняя плотность для планеты такого размера хоть и необычна, но не уникальна – известна еще пара столь же плотных мини-нептунов (Kepler-131 b и K2-66 b).

Кривая блеска звезды HD 21749 демонстрирует еще один транзитный сигнал с периодом 7.788 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.92 ± 0.09 радиусов Земли (если она вращается именно вокруг этой звезды). Каких-либо колебаний лучевой скорости, вызванных этой планетой, обнаружить не удалось. Авторы пока не могут исключить и тот вариант, что транзитный кандидат вращается вокруг соседней звезды HIP 16068 (и тогда его размеры будут гораздо больше). Ясность в этот вопрос внесут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.00051.pdf

 

 

4 января 2019
HATS-54 b – HATS-58A b: еще пять транзитных горячих гигантов от HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Хотя количество известных экзопланет превысило 3.5 тысячи, только примерно у трех сотен из них масса и радиус известны с точностью лучше 20%. Подавляющее большинство этих планет открыто наземными транзитными обзорами и представляет собой горячие юпитеры (планеты-гиганты с орбитальными периодами короче 10 земных суток). Несмотря на рутинность открытий очередной порции горячих юпитеров, они пополняют массив данных для важных статистических обобщений, раскрывающих детали формирования и эволюции планетных систем.

20 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти транзитных горячих гигантов. Одна из планет (HATS-58A b) открыта в двойной звездной системе, в другой системе (HATS-56), возможно, обнаружена еще одна массивная планета-гигант на эксцентричной широкой орбите.

Таблица. 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст, млрд. лет
Металличность, [Fe/H]
769 ± 21
G4
1.097 ± 0.022
1.317 ± 0.036
6.60 ± 0.76
0.40 ± 0.03
623.6 ± 6.2
F8 V
1.196 +0.009/-0.012
1.126 ± 0.011
0.40 +0.29/-0.13
0.11 ± 0.04
577.1 ± 9.6
F5 IV
1.573 ± 0.017
2.201 ± 0.036
1.89 ± 0.08
0.19 ± 0.02
280 ± 3
G4 V
1.026 +0.019/-0.026
0.960 ± 0.011
2.5 +1.5/-1.1
0.27 ± 0.04
492 ± 21
F
1.461 ± 0.043
1.433 ± 0.059
0.31 +0.33/-0.20
?

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
HATS-54 b
0.0376 ± 0.0002
2.54418
0.76 ± 0.10
1.067 ± 0.052
0.77 ± 0.16
1625 ± 22
HATS-55 b
0.0541 ± 0.0002
4.20420
0.921 ± 0.076
1.251 ± 0.026
0.587 ± 0.062
1367 ± 10
HATS-56 b
0.0604 ± 0.0002
4.32480 ± 0.00003
0.602 ± 0.035
1.688 +0.039/-0.055
0.155 +0.017/-0.013
1902 ± 16
HATS-57 b
0.0349 ± 0.0003
2.35062
3.147 ± 0.073
1.139 ± 0.028
2.65 ± 0.21
1413 ± 10
HATS-58A b
0.0580 ± 0.0006
4.21809 ± 0.00001
1.03 ± 0.23
1.095 ± 0.062
0.96 ± 0.27
1721 ± 34

В процессе валидации транзитных кандидатов авторы проанализировали данные о ближайших окрестностях целевых звезд, полученные астрометрической миссией «Гайя». У звезды HATS-58A на расстоянии 0.742 угловых секунд был обнаружен звездный компаньон на 0.92 звездных величин слабее. Общее собственное движение обеих звезд показывает, что они физически связаны и представляют собой широкую пару. Массу звезды HATS-58B авторы оценили в 1.216 ± 0.034 солнечных масс, скорее всего, это звезда позднего класса F. Данные о лучевых скоростях обоих компаньонов, полученных спектрографом HARPS, показали, что планета вращается вокруг главной (более яркой) звезды HATS-58A.

Данные «Гайи» об окрестностях других целевых звезд также не исключают наличия не разрешенных маломассивных звездных компаньонов, однако возможное загрязнение ими кривых блеска невелико и существенно не повлияет на параметры представленных транзитных планет.

Лучевая скорость звезды HATS-56 помимо гравитационного влияния планеты HATS-56 b демонстрирует дополнительный квадратичный дрейф, возможно, вызванный массивной планетой на широкой эксцентричной орбите. Если этот дрейф действительно вызван планетой HATS-56 c, то ее минимальная масса составит 5.11 ± 0.94 масс Юпитера, орбитальный период окажется равным 815 +253/-143 земных суток, а эксцентриситет орбиты – 0.46 ± 0.07. Эффективная температура этой планеты в предположении нулевого альбедо составит 332 ± 50К. Авторы намерены в течение ближайших двух лет продолжить мониторинг лучевых скоростей HATS-56, чтобы подтвердить или опровергнуть наличие планеты c и уточнить ее орбитальные параметры.


Новые планеты (обведены черными окружностями и подписаны) на плоскости «эффективная температура – радиус планеты» (слева) и «масса – радиус» (справа) среди других транзитных экзопланет-гигантов. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа. Черными пунктирными линиями на правом графике показаны линии равной плотности 0.2, 0.5 и 3 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.07668.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