1 декабря 2020
В системе WASP-107 открыта вторая планета

Внесолнечные планеты демонстрируют удивительное разнообразие свойств. Многие экзопланеты не имеют аналогов в Солнечной системе. Так, у нас нет планет с массами, промежуточными между массами Нептуна (17.15 масс Земли) и Сатурна (95.2 масс Земли). Являются ли такие планеты тяжелыми нептунами, легкими газовыми гигантами или чем-то промежуточным? Заранее сказать невозможно, потому что в природе встречаются все варианты. Диапазоны масс планет разных типов перекрываются с большим запасом.

В 2017 году была представлена транзитная планета-гигант WASP-107 b. При радиусе 0.96 ± 0.02 радиусов Юпитера ее масса составляла всего 38 ± 3 масс Земли. Планета вращалась по близкой к круговой орбите вокруг позднего оранжевого карлика и делала один оборот за 5.72 суток. Из-за невысокой светимости родительской звезды гигант был нагрет достаточно умеренно – до 770 ± 60К.

Необычные свойства новой планеты сразу привлекли к себе внимание научного сообщества. Ее низкая плотность и большая шкала высот благоприятствовали изучению свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Вскоре в атмосфере WASP-107 b был обнаружен водяной пар, а еще спустя несколько месяцев – гелий. При этом трансмиссионный спектр планеты выглядел достаточно плоским, что говорило о наличии плотной высотной дымки.

С рутинной целью уточнить массу планеты и номинальную шкалу высот в ее атмосфере группа канадских и американских астрономов (ведущий автор Caroline Piaulet) получила 57 замеров лучевой скорости звезды WASP-107 с помощью спектрографа HIRES. Средняя точность единичного замера достигла 1.5 м/с, что в 7 раз превысило точность замеров лучевой скорости, полученных первооткрывателями на спектрографе CORALIE. Благодаря этому массу планеты удалось существенно уточнить. Она оказалась еще меньше, чем считалось ранее – всего 30.5 ± 1.7 масс Земли! Соответственно, уменьшилась и средняя плотность – до 0.134 ^+0.015/_-0.013 г/куб.см (в 7.5 раз меньше плотности воды). По расчетам исследователей, с достоверностью 99.7% масса ядра этого рыхлого гиганта не превышает 4.6 масс Земли (если оно состоит из чистого льда), скорее всего, оно не превышает и 3.7 масс Земли. Как такое легкое ядро смогло набрать столько водорода? Пока это остается загадкой.

Планета WASP-107 b (подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет промежуточной массы. Для сравнения приведены также Уран и Нептун. Цвет планет показывает степень их нагрева. Доля водорода и гелия в составе WASP-107 b превышает 95%.

Кроме колебаний, вызванных транзитной планетой WASP-107 b, исследователи обнаружили в данных еще одно колебание лучевой скорости звезды, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что оно вызвано внешней (не транзитной) планетой с проективной массой (m sin i) 0.36 ± 0.04 масс Юпитера и орбитальным периодом 1088 ± 16 суток. В отличие от внутренней планеты, внешний гигант движется по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.28 ± 0.07, его температурный режим в среднем соответствует температурному режиму Юпитера.

Авторы ожидают большое взаимное наклонение между орбитами обеих планет, обусловленное бурной динамической историей этой системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2011.13444.pdf

 

 

21 ноября 2020
У двух близких оранжевых карликов открыто три нептуна, один в обитаемой зоне

Метод измерения лучевых скоростей – второй по плодотворности после транзитного метода, с его помощью уже открыто более восьми сотен экзопланет. Метод лучевых скоростей не требует маловероятной геометрической конфигурации (наклонения орбиты планеты, близкого к 90°) и способен открывать планеты на достаточно широких орбитах. Однако у него есть и важный недостаток – с его помощью нельзя измерить истинную массу планеты m, а только проективную, или минимальную массу m sin i, где i – наклонение ее орбиты. При неудачной конфигурации (при малых i, когда орбита расположена плашмя) проективная масса может быть в несколько (а иногда и несколько десятков) раз меньше истинной массы. Однако в среднем истинная масса превышает проективную на 15-40%.

Одной из старейших наблюдательных программ, ведущих поиск экзопланет методом лучевых скоростей, является обзор Лик-Карнеги (Lick Carnegie Exoplanet Survey, LCES). Обзор ведет работу с 1994 года с помощью спектрографа HIRES, установленного на телескопе Кек I, в его рамках были проведены наблюдения 1624 звезд с видимой звездной величиной от 6-й до 10-й, в среднем 8-й, и спектральным классом от F5 до M6. LCES обнаружил 357 планетных кандидатов, 225 из которых уже были подтверждены как планеты. 19 ноября в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще трех планет у двух оранжевых карликов HD 190007 и HD 216520. Кроме того, в работе были уточнены параметры уже известных планет GJ 686 b и HD 180617 b.

HD 190007 (GJ 775, HIP 98698) – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, удаленный от нас на 12.714 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.77 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.79 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 4.8 раза меньше солнечной. Возраст звезды не известен, но во всяком случае он превышает 1 млрд. лет.

Лучевую скорость HD 190007 измеряли на спектрографах HIRES (34 замера) и Levy, установленном на APF (157 замеров) со средней погрешностью одного измерения около 1.5 м/с, наблюдения охватили период с июня 1998 года по октябрь 2019 года. Лучевая скорость продемонстрировала когерентные колебания с полуамплитудой 5.64 ± 0.55 м/с, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что их вызывает планета HD 190007 b с проективной массой 16.5 ± 1.7 масс Земли, вращающаяся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.092 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.07, делающая один оборот за 11.72 ± 0.001 земных суток. Скорее всего, перед нами умеренно нагретая планета класса нептунов.

HD 216520 (HIP 112527) – еще один оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 19.56 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.82 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.76 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.8 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо, различные методы оценок дают 4-7 млрд. лет.

С октября 2001 года по июль 2020 года было получено 504 замера лучевой скорости HD 216520 на HIRES и 300 на Levy со средней погрешностью 1.26 и 2.02 м/с. Удалось выявить два колебания, никак не коррелирующих с активностью звезды. Первое вызывается планетой HD 216520 b с проективной массой 10.3 ± 1 масс Земли, вращающейся по орбите с большой полуосью 0.198 ± 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.06, и делающей один оборот за 35.45 ± 0.01 земных суток. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Вторая планета в этой системе – легкий нептун HD 216520 c с проективной массой 9.4 ± 1.6 масс Земли и орбитальным периодом 154.43 ± 0.44 суток. Планета движется вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.528 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.08, ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры.

Как пишут авторы статьи, новые планеты напоминают многочисленные мини-нептуны, обнаруженные «Кеплером» на орбитах короче 100 суток. Хотя исследователи не нашли в данных дополнительных RV-сигналов, последние могут скрываться в шумах или сливаться с колебаниями, вызванными звездной активностью. В системе HD 216520 исключено наличие планет с проективной массой больше 5 масс Земли с периодами короче 100 суток, а в системе HD 190007 исключено наличие планет с проективной массой больше 15 масс Земли с теми же периодами. Более легкие планеты и/или планеты на более широких орбитах, возможно, еще ждут своего открытия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2011.08867.pdf

 

 

9 ноября 2020
У древней солнцеподобной звезды K2-111 обнаружены две небольшие планеты

Когда во вселенной начали формироваться первые планеты? Ответ на этот вопрос до сих пор не получен. Однако уже сейчас ясно, что первые планеты появились вскоре после Большого взрыва, потому что их находят у звезд, чей возраст превышает 12 млрд. лет.

6 октября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная изучению древней планетной системы K2-111. Родительская звезда наблюдалась «Кеплером» в рамках 4-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2 (с 7 февраля по 23 апреля 2015 года). Кривая блеска демонстрировала транзитный сигнал с периодом ~5.35 суток и глубиной 0.2 ppt, соответствующей планете размерного класса суперземель. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, для измерения массы кандидата было получено 113 замеров лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS-N и 41 замер на ESPRESSO. Работа двух первоклассных спектрографов позволила не только измерить массу внутренней планеты, но и найти вторую (не транзитную) планету K2-111 c. Природа третьего (61.5-суточного) RV-сигнала пока остается под вопросом, вполне вероятно, что в этой системе будут найдены и другие планеты.

K2-111 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2, удаленная от нас на 200.4 ± 2.7 пк. Она проецируется на рассеянное скопление Гиады, но расположено значительно дальше него. Масса звезды оценивается в 0.84 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.25 ± 0.02 солнечных радиусов, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. K2-111 резко обеднена железом – его почти в 3 раза меньше, чем в составе Солнца. Высокая пространственная скорость звезды говорит о ее принадлежности к толстому диску, возраст оценивается авторами статьи в 12.3 ± 0.7 млрд. лет, другими исследователями – в 10.8 ± 1.5 млрд. лет. Так или иначе, это одна из старейших звезд Галактики.

При радиусе 1.82 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты K2-111 b составляет 5.29 ± 0.77 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.8 ± 1 г/куб.см. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.057 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ^+0.13/_-0.09, и делает один оборот за 5.3518 ± 0.0004 земных суток.

Сравнительно низкая средняя плотность планеты говорит о ее обогащенности летучими веществами, скорее всего, водяным льдом. Альтернативным объяснением может быть малая массовая доля железного ядра (меньше 13%) и преобладающее количество силикатов, отражающее малое количество железа в составе звезды (а значит, и в протопланетном диске). Для уточнения состава планеты необходимо прежде всего уменьшить погрешности в определении ее массы, а для этого продолжить измерения лучевой скорости звезды, желательно на разных инструментах.

Планета K2-111 b (показана розовым квадратом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с радиусами меньше 4 земных. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет (сверху вниз) из холодной водородно-гелиевой смеси, из воды, из 50/50 смеси воды и силикатов, силикатов, 50/50 смеси силикатов и железа, из чистого железа. Зелеными кружками для сравнения показаны Венера и Земля. Цвет планет показывает их возраст (если он известен), в противном случае планеты показаны черным цветом.

Кроме колебаний с периодом 5.35 суток, соответствующих внутренней планете, лучевая скорость звезды демонстрирует колебания с периодом ~15.68 суток, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что эти колебания вызывает вторая (не транзитная) планета K2-111 c с проективной (m sin i) массой 11.3 ± 1.1 масс Земли. Если считать орбиты обеих планет компланарными, то прицельный параметр внешней планеты окажется равным 1.25, т.е. она «почти транзитная», и ее проективная масса будет мало отличается от истинной. Скорее всего, перед нами легкий нептун. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:1.

Кроме того, в данных найдены менее выраженные колебания с периодом ~61.5 суток, чья природа пока не ясна. Если они вызваны планетой, то ее проективная масса составит 7 масс Земли. Также авторы находят свидетельства наличия на орбите планеты b (в точке L5) троянской планеты с массой 1.7 ^+1.6/_-1.3 масс Земли. Однако статистическая значимость обоих сигналов невелика, и авторы не настаивают на их реальности.

Сравнительная яркость звезды делает систему интересной целью для изучения атмосферы планеты b методами трансмиссионной спектроскопии, например, на JWST, чей запуск ожидается через год.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2010.01993.pdf

 

 

5 ноября 2020
LP 714-47 b: тяжелый нептун из пустыни горячих нептунов

Распределение короткопериодических планет «Кеплера» по радиусам, а планет, открытых методом лучевых скоростей – по массам, имеет явно выраженный бимодальный вид. Среди транзитных планет с периодами меньше 4 суток значительное количество имеют радиусы меньше 2 радиусов Земли или больше 10 радиусов Земли, но очень мало планет промежуточного размера. Среди короткопериодических RV-планет есть несколько с массами меньше 10 масс Земли, и очень много – с массой больше 0.6 масс Юпитера, но почти нет планет промежуточных масс. Эта статистическая особенность получила наименование «пустыни горячих нептунов».

Причина возникновения «пустыни горячих нептунов» до сих пор неизвестна. Предложено несколько гипотез (фотоиспарение атмосфер легких горячих планет, их быстрая миграция к звезде, и т.д.), но ни одна из них не объяснила все наблюдательные данные и не стала общепризнанной. Чтобы выяснить, какая из гипотез ближе к истине, необходимо изучать те редкие планеты, которые все же попадают в «пустыню».

4 ноября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию тяжелого нептуна LP 714-47 b. По своим параметрам новая планета оказывается на границе «пустыни горячих нептунов» со стороны больших периодов.

Звезда LP 714-47 попала на 5 сектор TESS, т.е. наблюдалась с 15 ноября по 11 декабря 2018 года. После того, как на кривой блеска был обнаружен транзитный сигнал с периодом 4.052 земных суток и глубиной 5685 ± 134 ppm, соответствующий планете размерного класса нептунов, звезда получила альтернативное наименование TOI-442. Для измерения массы транзитного кандидата исследователи получили 33 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CARMENES, 19 – с помощью спектрографа ESPRESSO, 14 – HIRES и 6 замеров на PFS. Кроме того, чтобы исключить световое загрязнение кривой блеска LP 714-47 возможными близкими компаньонами или звездами фона, они дважды провели съемку с высоким разрешением ее ближайших окрестностей на телескопе обсерватории Gemini.

LP 714-47 (TOI-442) – одиночный красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 52.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.59 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.584 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость составляет 7.5 ± 0.1% от солнечной. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза больше, чем в составе Солнца. Низкий уровень хромосферной активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

При радиусе 4.7 ± 0.3 радиусов Земли масса планеты LP 714-47 b достигает 30.8 ± 1.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.7 ± 0.3 г/куб.см, т.е. перед нами – тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0417 ± 0.0005 а.е. (~15.9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.04 ± 0.02, ее эффективная температура оценивается в 700 ⁺¹⁹/_-24 К.

Планета LP 714-47 b (показана черным кружком и подписана TOI-442 b) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного состава, 50/50 водно-каменного, земного и чисто железного. Цвет планет отражает степень их нагрева в единицах инсоляции на орбите Земли, цветовая шкала в левой части графика.

Кроме колебаний, вызванных планетой b, исследователи обнаружили еще одно колебание лучевой скорости звезды с периодом ~16 суток. Однако поскольку этот период близок к половине периода вращения звезды вокруг своей оси (33 ± 3 земных суток), авторы склоняются к выводу, что оно вызвано собственной активностью звезды, но не исключают и наличие второй планеты с проективной массой около 18 масс Земли. Природу второго колебания помогут определить дальнейшие наблюдения.

Пустыня горячих нептунов (показана серым цветом) на плоскости «орбитальный период – радиус планеты». LP 714-47 b показан голубым кружком. Цвет планет отражает степень их нагрева. Показаны планеты, чей радиус определен с точностью лучше 10%.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2011.01716.pdf

 

 

4 ноября 2020
HAT-P-68 b: горячий гигант с глубоким транзитом

Сравнительная легкость обнаружения горячих юпитеров привела к появлению множества наблюдательных программ, посвященных поискам планет этого типа. Одной из наиболее плодотворных программ стал обзор HATNet, обнаруживший к настоящему моменту уже семь десятков экзопланет. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, ведущихся двумя наборами из 4 автоматических 20-сантиметровых телескопов, один из которых расположен в Смитсоновской астрофизической обсерватории им. Фреда Лоуренса в Аризоне (FLWO), другой – на вершине горы Мауна Кеа на Гавайях (MKO). После обнаружения транзитные кандидаты проходят проверку методом лучевых скоростей, что позволяет определять как радиус, так и массу новых планет.

2 ноября в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще одной планеты от HATNet – горячего юпитера HAT-P-68 b. Планета интересна глубоким транзитом – 3.6%, тогда как обычно глубина транзитов внесолнечных планет по дискам звезд не превышает 1%. Глубина транзита благоприятствует дальнейшему изучению свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

HAT-P-68 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 203 ± 1 пк. Его масса оценивается в 0.68 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 0.67 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 6 раз меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 11.1 ^+1.1/_-6.9 млрд. лет.

При радиусе 1.072 ± 0.012 радиусов Юпитера масса планеты HAT-P-68 b составляет 0.724 ± 0.043 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.73 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите, эксцентриситет которой не превышает 0.041, и делает один оборот за 2.2984 земных суток. Эффективная температура HAT-P-68 b оценивается в 1028 ± 8К.

Планета HAT-P-68 b (показана красным квадратом) на плоскости «Большая полуось орбиты – масса планеты» среди других транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Черными кружками показаны планеты у звезд с массой меньше 0.8 солнечных масс, белыми кружками – планеты у звезд с массой больше 0.8 солнечных.

К сожалению, HAT-P-68 лежит вблизи эклиптики и не попадает ни на один сектор TESS, с расширенной миссией «Кеплера» K2 этой системе также не повезло. А это означает, что и в эру космических телескопов наземные транзитные обзоры не утратили своей значимости, заключают авторы статьи.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2010.16026.pdf

 

 

1 ноября 2020
Плотный и воздушный: два горячих гиганта WASP-186 b и WASP-187 b

Горячие юпитеры довольно редки – они встречаются лишь у 0.5-1% звезд. Однако благодаря своим размерам и массе они легко обнаруживаются как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей, поэтому среди планет, обнаруженных наземными транзитными обзорами, составляют абсолютное большинство.

30 октября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще двух планет этого типа. Планеты были открыты обзором SuperWASP, подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE, затем их радиусы были уточнены с помощью фотометрии, полученной миссией TESS. Несмотря на формальную принадлежность к одному и тому же типу, планеты резко различаются по своим свойствам.

WASP-186 (TOI-1494) – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 280 ± 3.4 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.47 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превышает солнечную. Возраст звезды составляет 3.1 ^+1.0/_-0.8 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

При радиусе 1.11 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты WASP-186 b достигает 4.22 ± 0.18 солнечных масс, что приводит к средней плотности 2.88 ± 0.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.06 ± 0.0013 а.е. и эксцентриситетом 0.33 ± 0.01, и делает один оборот за 5.0268 земных суток. Эффективная температура гиганта составляет 1348 ± 23К.
Авторы полагают, что эта планета оказалась на своей орбите в результате высокоэксцентричной миграции, а сейчас проходит этап скругления орбиты приливными силами. Впрочем, время полного скругления орбиты достигает 15.7 млрд. лет, что гораздо больше возраста этой системы.

Звезда WASP-187 (TOI-1493) уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.54 ± 0.09 солнечных масс, радиус достигает 2.83 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость более чем в десять раз превышает солнечную. Система удалена от нас на 375.5 ± 6.6 пк.

Гигант WASP-187 b, в отличие от WASP-186 b, раздутый и неплотный. При массе 0.80 ± 0.09 масс Юпитера его радиус достигает 1.64 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.169 ^+0.026/_-0.023 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0653 ± 0.0013 а.е. и делает один оборот за 5.1479 земных суток. Ее эффективная температура достигает 1726 ± 30К.

Планеты WASP-186 b и WASP-187 b (показаны красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с радиусами более 0.5 радиусов Юпитера.

Обе родительские звезды быстро вращаются, что делает эти системы интересной целью измерения наклона орбит планет к экватору звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2010.15205.pdf

 

 

26 октября 2020
О наблюдениях вторичного минимума и фазовой кривой горячего нептуна LTT 9779 b

LTT 9779 b (TOI-193 b) – экстремально горячий нептун из середины пустыни горячих нептунов. Его масса оценивается в 29.3 ± 0.8 масс Земли, радиус – 4.7 ± 0.2 радиуса Земли, орбитальный период составляет всего 19 часов, а эффективная температура достигает 1978 ± 19К. Высокая температура планеты и яркость родительской звезды сделала эту систему интересной целью для измерения фазовой кривой и наблюдений вторичного минимума (ослабления полного блеска системы при заходе планеты за звездный диск).

24 октября 2020 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи, посвященные наблюдениям LTT 9779 b на «Спитцере» в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм. Совместный анализ фотометрических данных в оптическом (TESS) и инфракрасном («Спитцер») диапазонах позволил оценить температуру дневного и ночного полушарий, а также обнаружить в спектре планеты мощные полосы угарного газа.

Если при наблюдении в видимых лучах вторичный минимум еле просматривается (его глубина в полосе TESS составила только 69 ± 28 ppm у одних авторов и 59 ± 24 ppm у других), то в инфракрасных лучах он виден очень хорошо. Яркостная температура планеты в лучах с длиной волны 3.6 мкм достигает 2305 ± 141К, горячее пятно сдвинуто от подзвездной точки на 10 ± 21° к востоку. Яркостная температура в лучах с длиной волны 4.5 мкм заметно меньше – 1800 ± 120К, что объясняется мощной полосой поглощения угарного и/или углекислого газа. Если принять во внимание наблюдения планеты во всех трех спектральных полосах и оценивать излучение планеты как чернотельное, температура дневного полушария LTT 9779 b окажется равной 2100 ± 188К, причем непосредственно в подзвездной точке она может достигать 2770К.

Наблюдения в лучах 4.5 мкм показали также и хорошо выраженную фазовую кривую, т.е. изменение полного блеска системы по мере движения планеты по орбите, сопровождающегося сменой фаз. Температура ночного полушария оказалась гораздо ниже температуры дневного – всего 700 ± 430К (или ниже 1350К с достоверностью 95%). Малый сдвиг горячего пятна из подзвездной точки и огромная разница температур между дневным и ночным полушарием говорят о низкой эффективности теплопереноса на ночную сторону LTT 9779 b.

Транзит (в центре), вторичный минимум и фазовая кривая в системе LTT 9779, полученные «Спитцером» в лучах с длиной волны 4.5 мкм. По оси абсцисс отложено время (юлианские дни минус 2458780 суток).

Сравнение эмиссионного спектра планеты с атмосферными моделями показало, что атмосфера LTT 9779 b обогащена тяжелыми элементами относительно солнечного содержания как минимум в 30 раз. К сожалению, замеры всего в трех спектральных полосах не позволяют оценить количество водяного пара, натрия, оксидов титана и ванадия, или разделить полосы угарного и углекислого газов, все это дело будущего.

Также удалось показать, что в атмосфере LTT 9779 b нет температурной инверсии (т.е. нет горячего слоя на высотах, отвечающих давлению 1-10 миллибар), которая обычно наблюдается в атмосферах горячих юпитеров с температурой свыше 1660К.

Вычисленный эмиссионный спектр LTT 9779 b без инверсии (красная линия), с инверсией (синяя линия), спектр абсолютно черного тела с температурой 2100К (серая пунктирная линия). Черными кружками показаны замеры TESS и «Спитцера» в двух спектральных каналах. На фоне чернотельного теплового спектра планеты видна мощная полоса поглощения угарного и/или углекислого газа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2010.12744.pdf
https://arxiv.org/pdf/2010.12745.pdf

 

 

26 октября 2020
Получено изображение внутренней планеты в системе бета Живописца

Бета Живописца – очень молодая звезда спектрального класса A6 V, удаленная от нас на 19.44 ± 0.04 пк. Ее возраст оценивается всего в 18.5 ± 2.5 млн. лет, она все еще окруженная протопланетным диском, включающим в себя как пыль, так и значительно более крупные тела (планетезимали). Диск повернут к нам ребром и простирается на сотни астрономических единиц.

Еще в 2003 году рядом с бетой Живописца был обнаружен слабый точечный источник инфракрасного излучения, который в 2010 году был идентифицирован как планета-гигант бета Живописца b. Благодаря своей высокой массе ~10 масс Юпитера и крайней молодости планета нагрета до температуры свыше тысячи градусов и светит собственным светом, поэтому ее удалось увидеть на снимках. Открытие привлекло к этой системе пристальное внимание. Начиная с 2003 года, лучевые скорости звезды бета Живописца измеряет высокоточный спектрограф HARPS. За 15 лет было получено 6645 замеров! Все это позволило не только оценить массу планеты b, но и обнаружить вторую (внутреннюю) планету бета Живописца c.

12 октября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная прямой регистрации внутренней планеты. Почему это важно? На данный момент существует две конкурирующие хорошо проработанные гипотезы образования планет-гигантов: гипотеза гравитационной неустойчивости в протопланетном диске и гипотеза аккреции на ядро. Они предсказывают разные массы и разные светимости новорожденных планет (в частности, согласно гипотезе гравитационной неустойчивости планеты должны получаться более массивными и горячими, чем согласно гипотезе аккреции на ядро). Поэтому очень важно измерять массы и температуры (светимости) планет в системах известного возраста.

Авторы получили снимки окрестностей беты Живописца в спектральной полосе K (в лучах с длиной волны 2.2 мкм) с помощью интерферометра Очень большого телескопа (VLTI), который позволяет объединять в одно изображения, полученные с четырех 8.2-метровых телескопов. Исследователям удалось получить прямое изображение внутренней планеты, что, в свою очередь, позволило определить ее истинную (а не проективную) массу и уточнить пространственное строение всей системы.

Изображение планеты бета Живописца c, полученное 9 февраля 2020 года на интерферометре VLTI.

Итак, масса внутренней планеты бета Живописца c оказалась равной 8.2 ± 0.8 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг свой звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.72 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.37 ± 0.12, и делает один оборот за 3.37 ± 0.04 земных лет. Если учитывать только измерения лучевых скоростей, пренебрегая астрометрией, то эксцентриситет окажется равным 0.29 ± 0.05. Формально планета вращается в обитаемой зоне, но ее температура достигает 1250 ± 50К (по другой модели – даже 1370 ± 50К), так что ни о какой обитаемости ее или ее спутников говорить не приходится.

Масса планеты b достигает 9.0 ± 1.6 масс Юпитера, она вращается слабо эллиптической (эксцентриситет 0.10 ± 0.01) орбите на среднем расстоянии 9.90 ± 0.05 а.е. и делает один оборот за 23.28 ± 0.46 лет.

Наклонения орбит планет c и b составляют 89.17 ± 0.5° и 88.99 ± 0.01°, т.е. система является плоской. Анализ динамической устойчивости показал, что она устойчива на временах, по крайней мере, в 100 млн. лет.
Высокая температура внутренней планеты только с оговорками согласуется с гипотезой «горячего старта», т.е. ее формирования путем неустойчивости в протопланетном диске. Эта гипотеза предсказывает планеты-гиганты на широких орбитах, гораздо дальше 2.7 а.е., больший радиус планет и более высокую температуру. Возможно, планета c образовалась путем аккреции на ядро при условии, что ядро было достаточно массивным, таково мнение авторов исследования. В целом параметры планеты являются промежуточными между предсказаниями обеих моделей, так что теоретикам еще предстоит поломать голову.

Планеты системы бета Живописца на плоскости «масса – светимость» и «масса – радиус». Свекольной линией показаны предсказания модели «горячего старта», оранжевыми кружками – стандартной модели аккреции на ядро, фиолетовыми кружками – модели аккреции на горячее (массивное) ядро.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2010.04442.pdf
https://www.nature.com/articles/s41550-019-0857-1?proof=t

 

 

15 октября 2020
Воздушный субсатурн NGTS-12 b

Несмотря на громкий успех транзитных космических миссий, таких, как «Кеплер» и TESS, наземные транзитные обзоры продолжают методичный поиск транзитных планет по всему небу. Наблюдения сквозь неспокойную земную атмосферу ограничивают фотометрическую точность единичного замера величиной 0.2-0.5%. Мелкие транзиты небольших планет замываются звездными мерцаниями, поэтому наземные транзитные обзоры способны обнаруживать только планеты-гиганты (у солнцеподобных звезд). Фактически, наземные транзитные обзоры оптимизированы под поиск горячих юпитеров.

23 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого горячего гиганта NGTS-12 b. Планета была обнаружена наземным обзором NGTS, затем она попала на 10 сектор TESS. Наблюдения с помощью космического телескопа позволили существенно уточнить глубину транзитов и, как следствие, радиус планеты. Наконец, массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, FEROS и HARPS.

NGTS-12 – солнцеподобная звезда, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.59 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.4 раза превышает солнечную. Возраст звезды достигает 9.4 ± 1.5 млрд. лет. Система удалена от нас на 452 ± 7.6 пк.

При радиусе 1.05 ± 0.03 радиуса Юпитера масса планеты NGTS-12 b составляет всего 0.208 ± 0.022 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.223 ± 0.03 г/куб.см. Этот воздушный субсатурн вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0757 ± 0.0014 а.е. (~10.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.5328 земных суток. Его эффективная температура оценивается в 1257 ± 34К.

Сравнительно малая масса и высокая температура планеты NGTS-12 b приводят к большой шкале высот в ее атмосфере – 1020 ± 150 км в предположении солнечного состава (для сравнения, шкала высот в атмосфере Земли – около 8 км). Гигант NGTS-12 b окружен протяженной атмосферой, чья плотность медленно спадает с высотой. Это делает его хорошей целью для изучения методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.10620.pdf

 

 

12 октября 2020
Обнаружены две планеты у красного карлика GJ 3473

Более 95% известных экзопланет обнаружены двумя методами – транзитным и методом лучевых скоростей. При этом максимум информации приносит применение обоих этих методов одновременно. Измеряя глубину транзитов, можно узнать радиус планеты, измеряя лучевую скорость звезды в ее движении вокруг барицентра системы «звезда + планета», можно определить массу планеты. Знание и массы, и радиуса позволяет вычислить среднюю плотность и оценить химический состав. Поэтому астрономы стремятся измерить массу как можно большего количества транзитных экзопланет.

23 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у красного карлика GJ 3473. Звезда попала на 7 сектор TESS, которая зарегистрировала транзиты внутренней планеты GJ 3473 b. Измеряя массу последней, исследователи обнаружили и вторую не транзитную планету GJ 3473 c.

GJ 3473 (TOI-488, LHS-1972) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 27.39 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.36 ± 0.016 солнечных масс, радиус – в 0.364 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость составляет 1.5% от светимости Солнца. Судя по низкому уровню хромосферной активности и очень медленному вращению, звезда отличается зрелым возрастом как минимум в несколько миллиардов лет.
GJ 3473 входит в состав широкой пары: на расстоянии 49.29 ± 0.09 угловых секунд (1350 ± 3 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон спектрального класса M6 V.

TESS вела фотометрический мониторинг GJ 3473 на 7 секторе – с 7 января по 2 февраля 2019 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.198 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.264 ± 0.05 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации – в частности, были получены высококачественные снимки ее ближайших окрестностей на телескопах Gemimi и Kek II.

Для измерения массы транзитной планеты исследователи получили 64 замера лучевой скорости GJ 3473 с помощью визуального канала спектрометра CARMENES, 56 замеров с помощью спектрометра IRD, установленного на Субару, и 32 замера на HARPS. Лучевая скорость звезды продемонстрировала два колебания – с периодом 1.198 суток, явно соответствующем транзитной планете, и 15.509 суток. Второе колебание не коррелировало ни с какими признаками звездной активности, и авторы пришли к выводу, что оно вызвано гравитационным влиянием внешней не транзитной планеты.

Масса планеты GJ 3473 b оказалась равной 1.86 ± 0.3 масс Земли, ее средняя плотность оценивается в 5.03 ^+1.07/_-0.93 г/куб.см. Верхнее значение оценки средней плотности соответствует железокаменному составу, но нижнее требует наличия некоторого количества водяного льда. Суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0159 ± 0.0006 а.е. (9.4 звездных радиуса), ее эффективная температура достигает 773 ± 16К.

Проективная (минимальная, m sin i) масса внешней планеты GJ 3473 c составляет 7.4 ± 0.9 масс Земли, ее орбита также близка к круговой. Малые эксцентриситеты обеих планет говорят о динамической не возмущенности этой системы – а раз так, взаимные наклонения орбит, скорее всего, малы, внешняя планета является «почти транзитной», а ее истинная масса мало отличается от проективной. Почти наверняка GJ 3473 c является мини-нептуном. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 329 ± 7К, другими словами, ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры.

Планета GJ 3473 b (показана красным ромбом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Оранжевыми кружками показаны планеты у звезд холоднее 4000К, серыми кружками – планеты у более горячих звезд. Цветными сплошными и пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус планет различного химического состава. Сравнительно низкая средняя плотность говорит о том, что GJ 3473 b может содержать значительное количество водяного льда.

Благодаря достаточно высокой температуре, планета GJ 3473 b может быть хорошей целью для изучения ее дневного полушария методами эмиссионной спектроскопии. При наблюдениях в лучах с длиной волны 8-10 мкм вторичный минимум (падение общего блеска системы при заходе планеты за звезду) может достигать глубины 200-500 ppm.

Авторы призывают продолжить мониторинг лучевой скорости звезды GJ 3473 ради обнаружения возможных дополнительных внешних планет в этой системе.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.10432.pdf

 

 

8 октября 2020
TOI-481 b и TOI-892 b: два горячих юпитера от TESS

Большинство горячих юпитеров, обнаруженных наземными транзитными обзорами, делают один оборот вокруг своей звезды за 2-4 суток, однако TESS открывает и более долгопериодические планеты. 21 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет-гигантов с орбитальными периодами 10.33 и 10.63 земных суток. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей, что позволило измерить и их радиусы, и массы.

Космический телескоп наблюдал звезду TOI-481 на 3, 6, 7, 9, 10 и 13 секторах, а звезду TOI-892 – только на 6 секторе. Поскольку размер одного пикселя матрицы TESS достигает 21 угловой секунды, после нахождения транзитного кандидата любая звезда обязательно проходит процедуру валидации. Исследователи получили снимки с высоким разрешением ближайших окрестностей обеих звезд для исключения затменно-переменных двойных фона и убедились, что транзитные кандидаты вращаются именно вокруг этих звезд. Окончательное подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы было сделано с помощью спектрографов FEROS, CHIRON, CORALIE, MINERVA и TRES.

TOI-481 – солнцеподобная звезда, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.14 ± 0.02 солнечных масс, радиус достигает 1.66 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.7 раза превышает солнечную. Звезда отличается зрелым возрастом 6.7 ± 0.5 млрд. лет и повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца). Система удалена от нас на 180.3 ± 1 пк.

При радиусе 0.99 ± 0.01 радиусов Юпитера масса гиганта TOI-481 b достигает 1.53 ± 0.03 масс Юпитера, что приводит к средней плотности около 2.1 г/куб.см, что достаточно высокая величина для планет этого типа. TOI-481 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.097 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.153 ± 0.007, ее эффективная температура достигает 1370 ± 10К.

TOI-892 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 343.8 ± 5 пк. Ее масса оценивается в 1.28 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.39 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость также в 2.7 раз превышает солнечную. В отличие от TOI-481 эта звезда сравнительно молода – ее возраст составляет всего 2.2 ± 0.5 млрд. лет. Как и TOI-481, она обогащена тяжелыми элементами.

При радиусе 1.07 ± 0.02 радиусов Юпитера масса планеты TOI-892 b составляет 0.95 ± 0.07 масс Юпитера, что приводит к средней плотности около 1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.125) на расстоянии 0.092 ± 0.005 а.е., ее эффективная температура оценивается в 1397 ± 40К.

Если TOI-892 b выглядит типичным горячим юпитером, то TOI-481 b гораздо компактнее большинства планет этого типа. Авторы предлагают измерить наклон орбит обеих планет к оси вращения их родительских звезд с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина. Это позволит определить, оказались ли они на своих орбитах в результате спокойной миграции в протопланетном диске, или же в их истории случались драматичные эпизоды планет-планетного рассеяния и перехода на высокоэксцентричные орбиты с дальнейшим их скруглением приливными силами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.08881.pdf

 

 

28 сентября 2020
WD 1856+534 b: первая планета-гигант у белого карлика

Белые карлики – конечный продукт звездной эволюции звезд малых и средних масс. Они вызревают в недрах звезд после исчерпания ими термоядерного топлива – водорода и (у звезд большей массы) гелия. Белые карлики – очень маленькие, очень плотные «звездные огарки», лишенные внутренних источников энергии. Они светят за счет накопленных запасов тепла и с течением времени медленно остывают. Когда-нибудь белым карликом станет и наше Солнце.

Перед тем, как стать белым карликом, звезда проходит стадию красного гиганта. После схода с главной последовательности ее атмосфера разбухает, а видимый радиус увеличивается в 10²-10³ раз. На этом этапе те планеты, чьи орбиты проходят примерно внутри орбиты Земли, поглощаются звездой и, скорее всего, полностью испаряются. Поэтому вокруг белого карлика образуется пустая область поперечником не меньше астрономической единицы, где планет быть не должно. Однако иногда они там все же встречаются.

15 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у белого карлика WD 1856+534. TESS, наблюдая эту звезду на 14 секторе, обнаружила V-образные транзиты глубиной 56% с периодом 1.408 суток. Продолжительность транзита составила всего 8 минут! Это гораздо меньше, чем транзиты планет по дискам солнцеподобных звезд, которые обычно длятся часами. После обнаружения транзитного кандидата звезда получила альтернативное наименование TOI-1690. По расчетам исследователей, белый карлик частично затмевало тело радиусом 0.93 ± 0.09 радиусов Юпитера.

Однако как измерить массу кандидата? Спектральный класс WD 1856+534 – DC, это означает, что его спектр полностью лишен линий и соответствует спектру абсолютно черного тела с температурой 4710 ± 60К. Нет линий – нельзя по их сдвигу измерить лучевую скорость. А радиус, близкий к радиусу Юпитера, может иметь и планета-гигант, и коричневый карлик, и маломассивная звезда.

Чтобы ограничить массу транзитного кандидата, 16 декабря 2019 года авторы пронаблюдали транзит с помощью космического телескопа им. Спитцера в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Они исходили из следующих соображений: звезда или тяжелый коричневый карлик должны сами излучать в инфракрасном диапазоне, а значит, транзит на волнах 4.5 мкм должен выглядеть не таким глубоким, как в оптическом диапазоне. Если же кандидат является холодной планетой, глубина транзита не изменится. Так и вышло – в ИК-лучах затмевающее тело излучало не больше 6.1% энергии всей системы. Исходя из этого ограничения, масса кандидата не должна превышать 13.8 масс Юпитера, то есть почти полностью попадает в диапазон планетных масс.

WD 1856+534 (LP 141-14) – очень старая звезда: только в виде белого карлика она провела уже 5.9 ± 0.5 млрд. лет, полный возраст звезды явно превышает 10 млрд. лет. Ее масса оценивается в 0.518 ± 0.055 солнечных масс, радиус составляет всего 1.43 ± 0.06 радиусов Земли! Древний возраст и низкая светимость приводят к тому, что, хотя планета вращается на расстоянии всего 0.0204 ± 0.0012 а.е., ее эффективная температура оценивается лишь в 163 ± 18К, то есть ее температурный режим соответствует Главному поясу астероидов в Солнечной системе.

Пока не ясно, как эта экзотическая система могла сформироваться. Авторы рассмотрели вариант двойной с общей оболочкой, который иногда реализуется в случае тесных двойных из белого и красного карликов, но сами отвергли эту гипотезу (легкая планета не смогла бы рассеять оболочку красного гиганта – прародителя WD 1856+534, и остаться на текущей орбите). Скорее всего, WD 1856+534 b изначально была на широкой орбите, но после сброса оболочки красным гигантом его планетная система потеряла устойчивость, и после эпизода планет-планетного рассеяния одна из планет перешла на резко эксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем была скруглена приливными силами.

Будущие наблюдения этой системы с помощью JWST помогут точнее оценить массу планеты и определить свойства ее атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.07282.pdf

 

 

25 сентября 2020
LTT 9779 b: экстремально горячий нептун из пустыни горячих нептунов

Примерно у 0.5% солнцеподобных звезд встречаются планеты с орбитальным периодом менее суток (так называемые планеты с ультракороткими периодами). Эти планеты делятся на две группы: горячих юпитеров с радиусом свыше 10 радиусов Земли, и горячих суперземель с радиусами менее 2 радиусов Земли. Посредине лежит область, где планет практически нет – «пустыня горячих нептунов». Считается, что эта пустыня образуется благодаря быстрому испарению водородных атмосфер сравнительно маломассивных планет, от которых в результате остаются только плотные раскаленные «огарки».

21 сентября 2020 года в журнале Nature Astronomy появилась статья, посвященная открытию экстремально горячего нептуна LTT 9779 b, попадающего в самую середину «пустыни горячих нептунов». Несмотря на разогрев почти до 2 тыс.К, планета сохранила водородную атмосферу и среднюю плотность, свойственную нептунам. Теоретикам придется поломать голову, чтобы объяснить ее происхождение.

Звезда LTT 9779 (HIP 117883) попала на 2 сектор TESS, телескоп наблюдал ее с 23 августа по 20 сентября 2018 года. После обнаружения транзитного кандидата она получила также наименование TOI-193. Орбитальный период кандидата составил всего 0.792 земных суток (19 часов!), а глубина транзита соответствовала планете размерного класса нептунов – ее радиус составил 4.72 ± 0.23 радиуса Земли.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации, включающую в себя наблюдения транзитов наземными телескопами и съемку с высоким разрешением окрестностей звезды для исключения близких затменно-переменных двойных фона. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и CORALIE.

Масса планеты оказалась равной 29.3 ± 0.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.536 ± 0.123 г/куб.см. LTT 9779 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.88 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1978 ± 19К!

Родительская звезда – довольно молодая звезда главной последовательности спектрального класса G8 V, удаленная от нас на 80.6 ± 0.3 пк. Ее масса близка к массе Солнца, а радиус немного меньше – 0.949 ± 0.006 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое больше, чем в составе Солнца.

Планета LTT 9779 b (показана оранжевым квадратом и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других планет с ультракороткими периодами небольшой массы. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава, бледно-зелеными пунктирными линиями – линии равной плотности.

Планета LTT 9779 b (показана красным кружком) на плоскости «орбитальный период – масса» (вверху) и «орбитальный период – радиус» (внизу) на фоне других экзопланет, чья масса определена с точностью лучше 30%, а радиус – с точностью лучше 5%. Хорошо видна почти пустая область – «пустыня горячих нептунов».

Масса водородной атмосферы LTT 9779 b оценивается в 9.0 ± 2.8% от полной массы планеты. Пока не очень ясно, как этот экстремальный нептун мог образоваться. Авторы открытия предполагают, что планета сформировалась в виде легкого газового гиганта, мигрировала внутрь системы и начала быстро терять атмосферу с темпом (2-8)·10¹² г/с, потеряв к настоящему моменту 2-9 масс Земли водорода и гелия. Отток атмосферы должен продолжаться и сегодня – было бы очень интересно пронаблюдать транзиты LTT 9779 b в линии атомарного водорода Лайман-альфа и линии гелия с длиной волны 1.083 мкм. Яркость родительской звезды благоприятствует подобным наблюдениям.

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41550-020-1142-z

 

 

24 сентября 2020
Два транзитных мини-нептуна у красного карлика TOI-776

Распределение небольших планет по радиусам демонстрирует зазор Фултона – примерно двукратный дефицит планет с радиусами 1.6-1.9 радиусов Земли, маркирующий переход от железокаменных планет земного типа к мини-нептунам. Первоначально зазор Фултона был обнаружен при анализе распределения планет «Кеплера», в подавляющем большинстве вращающихся вокруг солнцеподобных звезд. Позже выяснилось, что положение зазора Фултона зависит от спектрального класса родительской звезды. Так, у планет оранжевых и красных карликов зазор смещается к 1.4-1.7 радиусов Земли.

Происхождение зазора Фултона пока не ясно. Возможно, он связан с формированием планет из сухой пыли в эпоху, когда протопланетный диск уже рассеялся, а возможно, его можно объяснить улетучиванием первичных водородно-гелиевых атмосфер планет малых масс под действием жесткого излучения молодых звезд. Если вокруг одной звезды вращается сразу несколько транзитных планет, темпы улетучивания можно оценить по их средней плотности. Особенно важно измерять среднюю плотность планет из зазора Фултона и вблизи него.

18 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у близкого красного карлика LP 961-53, получившего также наименование TOI-776. Планеты были обнаружены TESS на 10 секторе (наблюдения велись с 26 марта по 22 апреля 2019 года). В дальнейшем звезда прошла стандартную процедуру валидации, а массы планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-776 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 27.19 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.544 ± 0.028 солнечных масс, радиус – в 0.538 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость примерно в 20 раз меньше светимости Солнца. Возраст звезды известен с большой погрешностью – 7.8 ^+3.9/_-6.3 млрд. лет.

Масса внутренней планеты TOI-776 b составляет 4.7 ± 1 масс Земли, что при радиусе 1.83 ± 0.11 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.2 ^+1.3/_-1.0 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0652 ± 0.0011 а.е. и делает один оборот за 8.24664 ± 0.00009 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 513 ± 12 К.

Внешняя планета TOI-776 c несколько крупнее и массивнее внутренней. Ее масса достигает 6.1 ± 1.5 масс Земли, радиус – 2.06 ± 0.13 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 3.8 ± 1.2 г/куб.см. Как и соседка, она вращается по орбите с низким эксцентриситетом на среднем расстоянии 0.1000 ± 0.0017 а.е. и завершает оборот за 15.6653 ± 0.0008 земных суток. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 415 ± 10К.

Планеты системы TOI-776 (показаны красными звездами с черной каймой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Красными точками показаны планеты красных карликов, чья масса известна с точностью лучше 30%, оранжевыми – чья масса известна с точностью хуже 30%, серыми точками – планеты у звезд других типов. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Средние плотности обеих планет слишком низкие, чтобы они могли считаться планетами земного типа. Планеты содержат значительную долю водяного льда и/или окружены водородно-гелиевой атмосферой. При этом они слишком плотны, чтобы считаться полноценными мини-нептунами – доля водорода не превышает 0.46% у планеты b и 1.1% - у планеты c. Чтобы определить, какая из моделей ближе к истине (окружены ли обе планеты водородными или паровыми атмосферами), необходимы наблюдения транзитов методами трансмиссионной спектроскопии. Благодаря яркости родительской звезды обе планеты будут прекрасной целью для JWST, чей запуск ожидается в 2021 году.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.08338.pdf

 

 

19 сентября 2020
Две планеты у близкого оранжевого карлика GJ 414A

Метод измерения лучевых скоростей – второй по продуктивности среди всех методов поиска экзопланет, по количеству открытых планет он уступает только транзитному методу. Для обнаружения планет небольших масс очень важно получать как можно больше замеров лучевой скорости звезды, желательно на протяжении долгого времени. Богатые и плотные ряды наблюдений позволяют разделить квазипериодические колебания, обусловленные внутренней активностью звезды, и когерентные колебания, наведенные планетами.

Обзор Eta-Earth ведет наблюдения за 230 ближайшими G, K, M карликами уже более двух десятилетий. Лучевые скорости выбранных звезд измеряются с помощью спектрографа HIRES, установленного на Кеке. В последние годы к этим наблюдениям подключился спектрограф Levy, установленный на APF. Продолжительное время наблюдений позволяет обнаруживать экзопланеты со все большими орбитальными периодами, а высокая точность замеров позволяет находить планеты небольших масс.

15 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у близкого оранжевого карлика GJ 414A.

GJ 414A (HD 97101A, HIP 54646A) – звезда главной последовательности спектрального класса K7 V, удаленная от нас на 11.89 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 12% от солнечной. Несмотря на древний возраст (формально 11.2 ± 5.9 млрд. лет) звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов. На расстоянии 34.34 угловых секунд (408 а.е. в проекции на небесную сферу) от GJ 414A расположен звездный компаньон GJ 414B спектрального класса M2 V, звезды физически связаны и образуют широкую пару.

С января 1997 года по июнь 2019 года было получено 126 замеров лучевой скорости GJ 414A на HIRES и 351 замер на Levy, таким образом, полное время наблюдений превысило 22 года. Помимо колебаний, вызванных внутренней активностью звезды, исследователи обнаружили два когерентных RV-сигнала с периодом 50.8 и 748.3 земных суток.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты GJ 414A b оценивается в 9.3 ^+3.2/_-2.5 масс Земли – перед нами мини-нептун или нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.24 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.48 ^+0.12/_-0.16. Температурный режим внутренней планеты грубо соответствует температурному режиму Венеры, ее эффективная температура (в предположении альбедо, равного 0.32) оценивается в 304 ± 33К.

Внешняя планета массивнее – ее проективная масса достигает 59.5 ± 10 масс Земли, скорее всего, это легкий газовый гигант. GJ 414A c вращается по слабо эллиптической орбите (эксцентриситет 0.093 ^+0.10/_-0.064) на среднем расстоянии 1.43 ± 0.06 а.е., его температурный режим грубо соответствует температурному режиму Юпитера.

Высокий эксцентриситет внутренней планеты говорит о бурной динамической истории этой системы. Если взаимное наклонение орбит обеих планет в какой-то момент превысило 45°, эксцентриситет внутренней планеты мог увеличится за счет механизма Козаи-Лидова. Впрочем, какие-либо определенные выводы делать еще рано.

Внешняя планета в своем движении по орбите удаляется от своей звезды на расстояние 120 угловых миллисекунд и может стать прекрасной целью для будущих программ прямого наблюдения экзопланет. В лучах с длиной волны 10.6 мкм контраст со звездой составит 6.3·10^-6. К сожалению, это слишком мало, чтобы планету смог увидеть JWST, однако исследователи надеются на строящийся 30-метровый телескоп.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.06503.pdf

 

 

10 сентября 2020
Многопланетная система TOI-561, или как важно быть внимательным

7 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные многопланетной системе TOI-561. Два независимых научных коллектива – европейцы (ведущий автор G. Lacedelli) и американцы (ведущий автор L. Weiss) представили свое видение этой системы. Но из четырех транзитных планет у них совпали только две! Точнее, там, где группа Weiss увидела одну планету, Lacedelli с коллегами увидели две разных.

Как же так получилось?

TOI-561 – сравнительно яркая солнцеподобная звезда немного легче и холоднее Солнца, удаленная от нас на 85.8 ± 0.5 пк. Ее параметры согласуются у обеих групп авторов: масса 0.785 ± 0.018 (Lacedelli) и 0.805 ± 0.03 (Weiss) солнечных масс, радиус 0.849 ± 0.007 (Lacedelli) и 0.83 ± 0.02 (Weiss), светимость близка к половине солнечной. Оба коллектива согласны с тем, что звезда обеднена тяжелыми элементами и отличается весьма зрелым возрастом. Европейцы осторожно пишут о нижнем пределе в 5 млрд. лет, а американцы более уверенно определяют возраст звезды в 10 ± 3 млрд. лет.

TOI-561 попала на 8 сектор TESS, которая наблюдала ее со 2 по 27 февраля 2019 года. Из-за сбоя на борту в течение 3.26 суток данные не поступали, и полное время наблюдений составило 20.22 суток. Кривая блеска звезды продемонстрировала три (как показалось сначала) транзитных сигнала с периодами 10.78 суток (TOI-561.01), 0.446 суток (TOI-561.02) и 16.4 суток (TOI-561.03). Последний сигнал включал в себя только два транзитных события примерно равной глубины.

Чтобы измерить массы планет, группа Lacedelli получила 82 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N, средняя погрешность единичного замера составила 1.2 м/с. Группа Weiss с той же целью получила 59 замеров с помощью спектрографа HIRES, средняя погрешность достигла 1.4 м/с. Обе группы полностью подтвердили планетную природу двух внутренних планет и измерили их массы. Однако RV-сигнала с периодом 16.4 суток в данных не оказалось! Американцы остановились на том, что массу внешней планеты измерить не удалось (точнее, погрешности в определении массы оказались сравнимы с измеряемой величиной). Зато европейцы оказались более въедливы.

Кроме двух RV-сигналов, соответствующих внутренним планетам, они обнаружили еще два – с периодами 25.62 и 73.23 земных суток. Анализ показал, что обе гипотетические планеты могли по одному разу пройти по диску звезды, иначе говоря, сигнал TOI-561.03 принадлежал не одной планете, а двум разным! Более внимательное изучение кривой блеска, полученной TESS, показало, что оба транзитных события имели близкую глубину, но разную продолжительность – около 5 и около 7 часов. Таким образом, у звезды TOI-561 оказалось не три, а четыре транзитных планеты!

TOI-561 b – планета с ультракоротким периодом, вращающаяся на расстоянии всего 2.65 звездных радиусов. Ее радиус – 1.423 ± 0.066 (Lacedelli) или 1.45 ± 0.11 (Weiss) радиусов Земли, здесь оценки обеих групп совпали. Однако оценки массы оказались разными – 1.59 ± 0.36 (Lacedelli) и 3.24 ± 0.83 (Weiss) масс Земли. Первая величина выглядит более надежной, однако для ее уточнения необходимы дальнейшие наблюдения. Соответственно, разными оказались и оценки средней плотности внутренней планеты – 3.0 ± 0.8 г/куб.см (Lacedelli) и 5.7 ^+2.2/_-1.7 г/куб.см (Weiss). Если американцы нашли, что внутренняя планета имеет железокаменный состав, то европейцы считают, что она содержит как минимум 25% воды.

TOI-561 c – мини-нептун с радиусом 2.88 ± 0.1 радиусов Земли, вращающийся на среднем расстоянии 0.0881 а.е. (22.1 звездных радиусов). Оценки массы второй планеты лучше согласуются друг с другом – 5.4 ± 1 (Lacedelli) и 6.4 ± 2.4 (Weiss). Средняя плотность второй планеты составляет 1.3 ± 0.3 г/куб.см (Lacedelli) и 1.44 ± 0.58 г/куб.см (Weiss) – перед нами типичный мини-нептун.

Планеты с орбитальным периодом 16.4 суток, по-видимому, не существует. Зато существуют две другие – TOI-561 d и TOI-561 e.

Масса мини-нептуна TOI-561 d оценивается в 12.0 ± 1.3 масс Земли, что при радиусе 2.53 ± 0.13 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.1 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.157 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 25.62 ± 0.04 земных суток.

Четвертая планета TOI-561 e оказывается еще массивнее – 16.0 ± 2.3 масс Земли, что при радиусе 2.67 ± 0.11 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.6 ± 0.9 г/куб.см. Она удалена от звезды на 0.327 ± 0.003 а.е., орбитальный период достигает 77.23 ± 0.39 земных суток. Если три внутренние планеты горячее Меркурия, то температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Четыре планеты системы TOI-561 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава. Цвет планет отражает степень их нагрева родительской звездой, шкала расположена у левого края графика.

История с системой TOI-561 показывает, как важен всесторонний и независимый анализ данных и как важно избегать поспешных суждений. Lacedelli с коллегами, предложив 4-планетное решение для этой системы, сами призывают проверить его новыми наблюдениями. TESS вернется к мониторингу звезды TOI-561 на 35 секторе (в феврале-марте 2021 года), кроме того, транзиты трех внешних планет может наблюдать спутник ChEOPS. По расчетам европейцев, планеты d и e близки к орбитальному резонансу 3:1 и должны сильно возмущать орбиты друг друга. Вариации времени наступления транзитов могут достигать 62 минут у планеты d и 84 минут – у планеты e. Таким образом, наблюдения уже в ближайшем будущем смогут подтвердить адекватность 4-планетной модели – или же заставят вернуться к 3-планетной модели группы Weiss.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.02332.pdf
https://arxiv.org/pdf/2009.03071.pdf

 

 

4 сентября 2020
Компактная система TOI-763: три мини-нептуна у солнцеподобной звезды

Измерение массы транзитных планет позволяет определить все их основные параметры – радиус, среднюю плотность, большую полуось орбиты и ее эксцентриситет. Однако среди планет с радиусом меньше радиуса Нептуна количество планет с измеренной массой остается небольшим. Особенно интригует исследователей диапазон масс, промежуточный между массами Земли и Урана, поскольку планет с такими массами в Солнечной системе нет.

31 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у сравнительно яркой солнцеподобной звезды TOI-763. TESS наблюдала TOI-763 на 10 секторе (с 26 марта по 22 апреля 2019 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.606 и 12.274 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.28 ± 0.11 и 2.63 ± 0.12 радиусов Земли, соответственно. Авторы провели стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитных кандидатов и измерить их массу, они получили 74 замера лучевой скорости звезды TOI-763 на спектрографе HARPS. Все это позволило не только измерить массу двух внутренних планет, но и обнаружить третью (не транзитную) планету.

TOI-763 – звезда главной последовательности позднего G-класса, удаленная от нас на 95.5 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.897 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом в 6.2 ± 0.6 млрд. лет, содержание тяжелых элементов в ее составе близко к солнечному.

Масса внутренней планеты TOI-763 b составляет 9.8 ± 0.8 масс Земли, что при радиусе 2.28 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.51 ^+0.83/_-0.66 г/куб.см. Этот плотный горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.06 а.е., его эффективная температура достигает 1038 ± 16К.

Масса второй планеты TOI-763 c немного меньше – 9.3 ± 1 масс Земли, а радиус несколько больше, поэтому ее средняя плотность оказывается равной 2.8 ± 0.5 г/куб.см. Вторая планета также вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.101 а.е., ее эффективная температура составляет 800 ± 12К.

После исключения колебаний лучевой скорости, вызванных внутренними планетами, ученые обнаружили в данных еще одно колебание с периодом 47.8 ± 2.74 земных суток и полуамплитудой 1.8 ± 0.3 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что это колебание наводится внешней (не транзитной) планетой TOI-763 d с проективной (минимальной) массой 9.5 ± 1.6 масс Земли. Поскольку компактные многопланетные системы, как правило, плоские (взаимные наклонения орбит в них малы), то внешняя планета является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от проективной. Таким образом, с высокой долей вероятности TOI-763 d также является мини-нептуном. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.25 а.е., ее эффективная температура – 509 ± 12К.

Внутренние планеты системы TOI-763 (показаны звездами) на плоскости «радиус – средняя плотность». Пустыми квадратами показаны планеты Солнечной системы, кружками – планеты и коричневые карлики у G-звезд, чья масса измерена с точностью лучше 15%, а радиус – с точностью лучше 5%. Желтыми звездочками показаны маломассивные звезды (для сравнения).

Авторы нанесли планеты b и c на плоскость «радиус – средняя плотность» для лучшего понимания их природы в контексте глобальных закономерностей. Как можно видеть на графике, сначала по мере роста радиуса средняя плотность планет растет и достигает максимума примерно при 2 радиусах Земли (этот участок соответствует планетам земного типа, или суперземлям). При дальнейшем росте радиуса средняя плотность планет резко падает из-за нарастающего увеличения доли летучих (льдов, водорода и гелия) в их составе, она достигает минимума ~0.3 г/куб.см при радиусах 6-8 радиусов Земли (это область субсатурнов – самых легких газовых гигантов). При 10-15 радиусах Земли проходит вертикальная ветвь газовых гигантов: для планет этого типа радиус почти не зависит от массы, и по мере увеличения массы средняя плотность растет вплоть до ~200 г/куб.см у объектов вблизи предела Кумара (75-80 масс Юпитера). Таким образом, радиусы 10-20 радиусов Земли могут иметь и неплотные планеты (горячие юпитеры), и маломассивные звезды, чья средняя плотность на 2-3 порядка выше.

Если TOI-763 b включает в себя железо, силикаты, водяной лед, и, скорее всего, лишена сколь-нибудь существенной водородной атмосферы, то TOI-763 c помимо льда содержит и заметную долю водорода и гелия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.12535.pdf

 

 

28 августа 2020
TOI-824 b: плотный нептун из пустыни горячих нептунов

Распределение планет на плоскости «орбитальный период – масса» или «орбитальный период – радиус» демонстрирует почти пустую область, называемую пустыней горячих нептунов. Пустыня горячих нептунов охватывает периоды короче 3-4 земных суток и массы планет от 8-10 масс Земли до примерно 1 массы Юпитера (и радиусы от 2 до 10 радиусов Земли). Планет с такими параметрами действительно очень мало, это подтверждают и транзитные обзоры, и программы поиска планет методом лучевых скоростей. По данным «Кеплера», менее 1% солнцеподобных (FGK) звезд имеют рядом с собой планеты с орбитальными периодами короче 4 суток и радиусами 2-6 радиусов Земли.

28 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего нептуна TOI-824 b. Транзитный кандидат был обнаружен на 11 и 12 секторах TESS (наблюдения проводились с 22 апреля по 18 июня 2019 года), в дальнейшем его планетную природу подтвердили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и PFS. Чтобы исключить загрязнение кривой блеска звезды возможными близкими источниками, авторы получили снимки ее окрестностей с высоким угловым разрешением на VLT. TOI-824 расположена на богато населенном звездном поле и окружена множеством слабых источников, влияние которых пришлось учесть, а радиус планеты – скорректировать примерно на 10%.

TOI-824 – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, удаленный от нас на 63.7 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.71 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.695 ± 0.027 солнечных радиусов, светимость – в 0.195 ± 0.028 светимостей Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.5 ^+1.8/_-2.9 млрд. лет.

При радиусе 2.93 ± 0.20 радиусов Земли масса планеты TOI-824 b достигает 18.5 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.03 ^+0.98/_-0.78 г/куб.см. TOI-824 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0218 ± 0.0003 а.е. (~6.73 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.393 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1253 ± 38К.

Планета TOI-824 b (показана зеленым кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Черными кружками показаны горячие нептуны, обнаруженные TESS и NGTS. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Авторы описали состав TOI-824 b многослойной моделью, включающей в себя железное ядро, силикатную мантию, слой водяного льда и водородно-гелиевую атмосферу. К сожалению, измеренному значению средней плотности удовлетворяет очень много вариантов такой модели, так что определить точный состав планеты не представляется возможным. В среднем на ядро приходится 27% полной массы планеты, на силикатную мантию – 38%, на воду – 31%, а масса атмосферы составляет всего 2.8 ± 0.8%.

По расчетам исследователей, TOI-824 b представляет интерес и для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Так, «Хаббл» мог бы обнаружить в атмосфере TOI-824 b водяной пар, спектрограф CRIRES+ на VLT – водяной пар и угарный газ, и т.д. Наблюдения этой системы в линиях нейтрального гелия помогут оценить современные темпы потери атмосферы. Впрочем, амплитуда трансмиссионного сигнала ожидается не слишком большой, так что в список первоочередных целей этот горячий нептун, скорее всего, не попадет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.11732.pdf

 

 

24 августа 2020
Представлены десять планет у близких красных карликов

Одной из величайших научных проблем является определение распространенности жизни во Вселенной. До сих пор известна только одна планета, дающая приют жизни – наша Земля. Поэтому обнаружение внеземной жизни будет иметь огромное мировоззренческое значение и фактически позволит определить место человека во вселенной.

Поиск внеземной жизни – задача междисциплинарная. Часть этой задачи ложится на плечи астрономии, а именно – обнаружение планет земного типа в обитаемой зоне других звезд. В идеале нужно искать аналоги Земли у аналогов Солнца, однако современным средствам это недоступно – Земля наводит на Солнце колебания лучевой скорости с полуамплитудой всего 9 см/сек, а глубина транзита Земли по диску Солнца составляет всего 84 ppm (миллионных долей). Поэтому ученые ищут аналоги Земли у красных карликовых звезд, составляющих 70% всех звезд Галактики. Из-за своей малой массы красные карлики сильнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, а малые размеры их дисков делают транзиты планет глубже и заметнее. Кроме того, обитаемые зоны красных карликов тесно «прижаты» к своим звездам, и орбитальные периоды планет в этой зоне составляют недели или месяцы, а не годы. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет, находящихся вблизи обитаемой зоны или внутри нее.

19 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию 10 новых планет у близких красных карликов и подтверждению еще нескольких планет, открытых ранее. Авторы объединили данные о лучевых скоростях 11 звезд, полученные спектрографами APF, HARPS, HIRES, PFS и SOPHIE. В этих рядах данных они искали колебания лучевых скоростей, не сопровождающиеся какими-либо признаками звездной активности.

Таблица 1. Свойства родительских звезд.

Звезда	Расстояние до Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Светимость, солнечных светимостей*
GJ 2056	28.47±0.02	M0 V	0.62 ± 0.08	0.127
GJ 3072	21.11 ± 0.02	M0 V	0.62 ± 0.04	0.100
GJ 373	10.533 ± 0.004	M0.5 V	0.58 ± 0.02	0.059
GJ 480	14.24 ± 0.015	M3.5 Ve	0.45 ± 0.02	0.0255
Gliese 687	4.55 ± 0.001	M3 V	0.40 ± 0.02	0.020
GJ 9066	4.472 ± 0.002	M4.5 V	0.15 ± 0.02	0.0016
HIP 107772	23.66 ± 0.02	M0 V	0.63 ± 0.08	0.076
HIP 38594	17.798 ± 0.009	M0 V	0.61 ± 0.02	0.085

*Светимость звезд вычислена исходя из видимой звездной величины и расстояния с учетом болометрической поправки.

Таблица 2. Свойства планет.

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет орбиты	Орбитальный период, сут.	Проективная масса, масс Земли
GJ 2056 b	0.283 ± 0.013	0.72 ± 0.10	69.97 ± 0.06	16.2 ± 3.6
GJ 2056 c (неподтв.)	3.45 ± 0.16	0.81 ± 0.02	2982 ± 76	141.2 ± 17
GJ 3072 b	0.176 ± 0.007	0.25 ± 0.14	34.15 ± 0.05	14.4 ± 3.0
GJ 373 b	0.112 ± 0.001	0.50 ± 0.08	17.818 ± 0.002	22.9 ± 2.8
GJ 480 b	0.068 ± 0.001	0.10 ± 0.07	9.567 ± 0.005	13.2 ± 1.7
Gliese 687 c	1.165 ± 0.023	0.40 ± 0.22	728 ± 12	16.0 ± 4.1
GJ 9066 b	0.403 ± 0.018	0.18 ± 0.12	241.9 ± 1.8	30.9 ± 6.4
GJ 9066 c	0.87 ± 0.04	0.33 ± 0.1	767.9 ± 7.5	71.6 ± 10.3
HIP 107772 b	0.243 ± 0.011	0.18 ± 0.11	55.20 ± 0.08	12.9 ± 3.0
HIP 38594 b	0.256 ± 0.003	0.17 ± 0.11	60.72 ± 0.12	8.1 ± 1.7
HIP 38594 c	3.805 ± 0.172	0.16 ± 0.1	3478 ± 229	48.4 ± 7.4

Самая легкая планета из вновь представленных – суперземля или мини-нептун HIP 38594 b с проективной массой (m sin i) 8.1 ± 1.7 масс Земли и орбитальным периодом 60.7 земных суток. Температурный режим этой планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Поиск еще более легких планет затруднен ввиду активности родительских звезд, ограничивающей возможность регистрации колебаний полуамплитудой ~1 м/с. Авторы не сомневаются, что обнаруженные нептуны и суперземли являются только верхушкой айсберга, и что множество еще более легких планет скрыто в шумах.

Новые планеты, находящиеся вблизи обитаемой зоны или внутри нее, на плоскости «освещенность – эффективная температура родительской звезды». Цветными линиями показаны модельные линии одинакового климата, соответствующие современному климату Венеры (красная), началу разгоняющегося парникового эффекта (желтая), максимально возможному парниковому эффекту при 8 атм. углекислого газа (синяя), климату раннего Марса (оранжевая). Для сравнения приведены планеты Солнечной системы Земля и Марс, а также экзопланеты, попавшие в обитаемую зону своих звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.07998.pdf

 

 

11 августа 2020
Планета у ультрахолодного карлика, открытая с помощью астрометрии

Ультрахолодными карликами называют наиболее легкие звезды, лежащие вблизи предела Кумара – границы, разделяющей красные и коричневые карлики. Их радиусы обычно лишь ненамного превышают радиус Юпитера, а температура фотосферы оказывается меньше 3000К. Массы планет, вращающихся вокруг ультрахолодных карликов, также обычно невелики и сравнимы с массами Земли или Марса.

Некоторые ультрахолодные карлики являются источниками радиоизлучения, а значит, могут наблюдаться при помощи радиоинтерферометров со сверхдлинными базами, обеспечивающих высочайшее угловое разрешение. Обычно целью таких наблюдений является точное измерение параллакса, позволяющее определить расстояние до звезды, а значит – и ее светимость. Однако иногда рутинные наблюдения приводят к неожиданным открытиям. Так, в попытках измерить параллакс ультрахолодного карлика TVLM 513-46546 исследователи обнаружили вращающуюся вокруг него планету с массой чуть больше массы Сатурна.

TVLM 513-46546 наблюдали в течение полутора лет с помощью радиоинтерферометров со сверхдлинной базой на частоте 8.4 ГГц. Однако движение этой звезды по небу оказалось не прямым, а извилистым. Траектория TVLM 513-46546 выглядела так, будто звезда вращается вокруг невидимого компаньона (точнее, и звезда, и компаньон вращаются вокруг общего центра масс). Чтобы разобраться в ситуации, авторы исследования подняли архивные наблюдения TVLM 513-46546, которые были проведены за 7 лет до этого. Все точки, отмечающие положение звезды на небесной сфере, легли на единую винтовую траекторию – результат сложения орбитального движения звезды и поступательного движения всей системы как целого. Таким образом, наличие у нее планеты подтвердилось.

Движение по небу звезды TVLM 513-46546.

TVLM 513-46546 – ультрахолодный карлик спектрального класса M9 V, удаленный от нас на 10.706 ± 0.005 пк. Его масса оценивается в 0.07 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.1 солнечных. Пока непонятно, является ли он предельно легкой звездой или тяжелым коричневым карликом. Вокруг него вращается по круговой орбите на расстоянии 0.295 ± 0.015 а.е. легкая планета-гигант массой 0.385 ± 0.035 масс Юпитера. Орбитальный период планеты составляет 221 ± 5 земных суток, наклонение орбиты оценивается в 71-88°.

О светимости звезды авторы не пишут, но если взять за образец звезду TRAPPIST-1 примерно той же массы и близкого спектрального класса (M8 V), то температурный режим новой планеты окажется близким к температурному режиму Урана.

Вероятность образования планет-гигантов у таких легких звезд исключительно низка, так что теоретикам придется поломать голову, чтобы объяснить ее формирование.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.01595.pdf

 

 

5 августа 2020
Обнаружены транзиты двух известных планет у звезды ню2 Волка (HD 136352)

Свыше 95% всех известных экзопланет было открыто двумя методами: методом измерения лучевых скоростей и транзитным. Однако наиболее плодотворным является применение сразу обоих методов – это позволяет измерить и массу планеты, и ее радиус, а значит – определить среднюю плотность и оценить химический состав. Особенно удачно, если транзитная планета вращается вокруг яркой звезды – в этом случае становится возможным просвечивание атмосферы планеты звездным светом (этот метод называется трансмиссионной спектроскопией).

Как правило, внесолнечные планеты обнаруживают транзитным методом, а затем подтверждают методом лучевых скоростей. Однако бывает и наоборот: планету открывают методом лучевых скоростей, а затем выясняется, что она регулярно проходит по диску своей звезды. Именно так было с первой известной транзитной планетой Осирисом (HD 209458 b).

5 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению транзитов двух внутренних планет трехпланетной системы ν² Волка (HD 136352), удаленной от нас на 14.67 ± 0.02 пк.

Свыше 11 лет спектрограф HARPS измерял лучевые скорости солнцеподобной звезды HD 136352. Всего было получено около 650 замеров. Богатые и плотные ряды наблюдений позволили обнаружить в этой системе три планеты с орбитальными периодами 11.6, 27.6 и 107.6 земных суток и проективными (минимальными) массами ~4.8, ~10.8 и ~8.6 масс Земли.

С 21 мая по 18 июня 2019 года ν² Волка наблюдала TESS. На кривой блеска звезды проявилось три транзитных события – два планеты b и один – планеты c. Это позволило измерить радиусы обеих планет и определить их среднюю плотность. Также авторы объединили все данные о лучевой скорости звезды, полученные за 20 лет, чтобы уточнить массы планет.

При радиусе 1.48 ± 0.06 радиусов Земли масса планеты b оказалась равной 4.62 ± 0.45 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.8 ± 1.2 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.097 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ^+0.07/_-0.05, ее эффективная температура оценивается в 911 ± 18К.

Вторая планета c оказалась не такой плотной: при массе 11.3 ± 0.7 масс Земли ее радиус достигает 2.61 ± 0.08 радиусов Земли, а средняя плотность равна 3.5 ± 0.4 г/куб.см. Орбита второй планеты близка к круговой с большой полуосью 0.173 ± 0.003 а.е., а эффективная температура составляет 682 ± 14К.

Планеты HD 136352 b и c (показаны красными крестами в круге и ромбе) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чьи масса и радиус известны с точностью лучше 15%. Цветными сплошными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет силикатного, земного и железного состава, а пунктирными линиями – водно-каменных планет без водородной атмосферы и с атмосферой массой 0.3% от полной массы планеты.

Радиус третьей планеты d остался неизвестным, однако почти наверняка наклонение ее орбиты мало отличается от наклонения орбит планет b и c, а истинная масса близка к проективной (10.5 ± 1.1 масс Земли). Скорее всего, планета d также является мини-нептуном, ее эффективная температура оценивается в 433 ± 9К.

Орбитальный период третьей планеты (107.6 ± 0.2 суток) значительно больше времени фотометрического мониторинга одного сектора TESS (27.4 суток), так что отсутствие зарегистрированного транзита еще не означает, что эта планета не проходит по диску своей звезды. Узнать, является ли она транзитной, помогут дальнейшие наблюдения, например, с помощью спутника ChEOPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.10995.pdf

 

 

31 июля 2020
TESS обнаружил вторую планету в системе HD 86226

Звезда HD 86226 очень близка по своим параметрам к нашему Солнцу и удалена от нас на 45.57 ± 0.12 пк. Благодаря своей яркости она стала целью нескольких наблюдательных программ, посвященных поискам внесолнечных планет методом лучевых скоростей. Еще в 2010 году рядом с этой звездой была обнаружена планета-гигант HD 86226 b с орбитальным периодом ~1600 суток. Сначала из-за малого количества замеров орбита планеты показалась исследователям резко эксцентричной (e = 0.73 ± 0.21), однако затем выяснилось, что она близка к круговой. Оценки проективной массы (m sin i) планеты b менялись от 1.5 ± 1.0 масс Юпитера до 0.92 ± 0.1 масс Юпитера, ее температурный режим примерно соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов в Солнечной системе.

29 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию у звезды HD 86226 второй планеты. TESS, наблюдая HD 86226 на 9 секторе (с 28 февраля по 26 марта 2019 года), обнаружил на кривой блеска 6 транзитных событий глубиной 133.6 ± 4 ppm, соответствующей планете радиусом 2.16 ± 0.08 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.9844 земных суток. Чтобы исключить возможное наличие на малом угловом расстоянии от HD 86226 затменно-переменных двойных фона, способных имитировать транзитный сигнал, авторы провели съемку с высоким разрешением окрестностей звезды на 4.1-метровом телескопе SOAR. Никаких компаньонов обнаружено не было. Транзитный кандидат, скорее всего, вращается именно вокруг HD 86226.

Чтобы измерить массу кандидата, исследователи заново проанализировали данные о лучевой скорости звезды, полученные за последние два десятилетия. Наложив имеющиеся замеры (78 на спектрографе CORALIE и 105 – на PFS) на фазовую кривую с периодом, равным периоду транзитной планеты, они обнаружили слабые колебания с полуамплитудой 2.9 ± 0.45 м/с. Масса планеты оказалась равной 7.25 ± 1.2 масс Земли. Одновременно удалось уточнить проективную массу и период внешней планеты b.

При радиусе 2.16 ± 0.08 радиусов Земли средняя плотность планеты HD 86226 c составила 3.97 ^+0.78/_-0.73 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.049 ± 0.01 а.е. (~10.1 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.075 ^+0.065/_-0.048, его эффективная температура оценивается в 1311 ± 28К. Авторы нашли, что планета содержит значительную долю льда в своем составе, а масса водородно-гелиевой атмосферы невелика (~4.6·10^-4 масс Земли).

Планета HD 86226 c (показана оранжевой звездой с черной каймой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Четко показаны планеты, чьи масса и радиус измерены с той же или лучшей точностью, что и у HD 86226 c, бледно – все остальные экзопланеты. Цветными пунктирными и штрих-пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из воды, силикатов или железа, а также имеющих земной состав.

Проективная масса внешней планеты HD 86226 b теперь оценивается в 0.45 ± 0.05 масс Юпитера, ее орбитальный период – 1628 ± 22 земных суток. Эксцентриситет орбиты снова был уменьшен и составляет теперь 0.06 ^+0.06/_-0.04. Система HD 86226 выглядит невозмущенной – это значит, что взаимные наклонения орбит планет в ней малы, и истинная масса планеты b, скорее всего, мало отличается от проективной массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.13927.pdf

 

 

22 июля 2020
K2-280 b: легкий газовый гигант на эксцентричной орбите

«Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 обнаружил множество транзитных кандидатов у сравнительно ярких звезд, расположенных вдоль эклиптики, и теперь ученые со всего мира ведут работу по их подтверждению. Как правило, сначала родительская звезда проходит процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). В случае успеха массу планеты пытаются измерить методом лучевых скоростей. Кроме массы и средней плотности, метод лучевых скоростей позволяет довольно точно определить эксцентриситет орбиты планеты. Особенно интересно измерение параметров транзитных планет, не имеющих аналогов в Солнечной системе, например, субсатурнов (ими называют объекты с радиусами 5-8 радиусов Земли, т.е. промежуточными между радиусами Сатурна и Урана).

17 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы субсатурна K2-280 b. Транзитный кандидат был обнаружен во время 7 наблюдательной кампании, продлившейся с 4 октября по 26 декабря 2015 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, в рамках которой авторы провели съемку ее окрестностей с высоким разрешением и обнаружили близкую звезду-компаньон. Наконец, с помощью высокоточных спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES удалось окончательно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу.

K2-280 – солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 391.5 ± 7.5 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 1.28 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно на треть превышает солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 9.0 ± 1.7 млрд. лет. Несмотря на солидный возраст, K2-280 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое больше, чем в составе Солнца.

На расстоянии 0.38 ± 0.01 угловых секунд (150 ± 8 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон на 4.72 звездных величин слабее – предположительно, красный карлик спектрального класса M3-4 V. Вероятность того, что звезды сблизились случайно и в дальнейшем разойдутся, составляет всего 0.04% – скорее всего, звезды физически связаны и образуют широкую пару.

При радиусе 7.5 ± 0.44 радиусов Земли масса планеты K2-280 b составляет 37.1 ± 5.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.48 ^+0.13/_-0.10 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.146 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.35 ± 0.05 и делает один оборот за 19.8953 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура планеты в предположении нулевого альбедо оценивается в 787 ± 17К.

Субсатурн K2-280 b (показан красным цветом) на плоскости «масса – радиус» (вверху) и «масса – средняя плотность» (внизу) на фоне других субсатурнов с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли. Зеленым цветом показаны планеты из многопланетных систем, синим – планеты из однопланетных систем. Серым цветом показаны все прочие экзопланеты с известными массами и радиусами. Пунктирными цветными линиями на верхнем графике показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов с ядром из тяжелых элементов массой 100, 50, 25, 10 масс Земли и вовсе без ядра.

Значительный эксцентриситет орбиты K2-280 b говорит о бурной динамической истории, включающей события планет-планетного рассеяния и/или взаимодействия со звездным компаньоном по механизму Козаи-Лидова. Авторы намерены продолжить изучение этой интересной системы, включая мониторинг лучевых скоростей родительской звезды и наблюдение транзитов планеты на чилийских телескопах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.07939.pdf

 

 

18 июля 2020
TOI-1899 b: необычно раздутый теплый гигант у красного карлика

Одна из лидирующих теорий планетообразования – теория аккреции на ядро – предсказывает уменьшение распространенности планет-гигантов по мере уменьшения массы родительских звезд. У маломассивных звезд красных карликов планеты-гиганты должны встречаться редко. Наблюдения в целом подтверждают этот вывод. Особенно редки у красных карликов горячие юпитеры – планеты-гиганты на тесных орбитах. Благодаря своей редкости транзитные планеты-гиганты у красных карликов вызывают повышенный интерес.

15 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у красного карлика TOI-1899. TESS зафиксировала единственный транзит этой планеты на 14 и 15 секторах, который затем обнаружили любители астрономии из интернет-проекта Охотники за планетами (Planet Hunters). Авторы статьи независимо обнаружили этот транзит с помощью собственной программы, нацеленной на поиск одиночных транзитных событий. Звезда, получившая наименование TOI-1899, прошла стандартную процедуру валидации. Вероятность ложного открытия (того, что замеченный транзит имеет не планетную природу) составила 0.004 – достаточно малую величину, чтобы имело смысл попытаться измерить массу транзитного объекта методом лучевых скоростей и окончательно подтвердить его планетную природу. Это и было сделано. Кроме того, 13 ноября 2019 года авторы пронаблюдали транзит планеты с помощью наземного телескопа ARCSAT, что позволило достаточно точно определить ее орбитальный период.

TOI-1899 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 128.4 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.607 ± 0.023 солнечных радиусов, светимость примерно в 13 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов и зрелым возрастом в 7.4 ± 4.6 млрд. лет.

При массе 0.66 ± 0.07 масс Юпитера радиус планеты TOI-1899 b достигает 1.37 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.32 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.159 ± 0.007 и эксцентриситетом 0.12 ± 0.08, и делает один оборот за 29.02 ^+0.36/_-0.23 земных суток. Температурный режим гиганта является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, его эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 362 ± 7К.

Для такой умеренно нагретой планеты ее радиус необычно велик (примерно до 1000К радиусы газовых гигантов мало отличаются от радиуса Юпитера). Планета явно раздута, и причина этого неизвестна.

Планета TOI-1899 b (показана черной звездой с зеленой каймой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных теплых гигантов с температурой от 400 до 1000К. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов возрастом 0.1, 1 и 10 млрд. лет. Планета TOI-1899 b выглядит необычно раздутой.

Авторы призывают продолжить наблюдения системы TOI-1899 фотометрическим и спектроскопическим методами для обнаружения там возможных дополнительных планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.07098.pdf

 

 

9 июля 2020
Система WASP-148: два гиганта в резонансе

В многопланетных системах планеты взаимным притяжением возмущают орбитальное движение друг друга. В случае, когда одна или несколько планет являются транзитными, такие возмущения проявляются как периодические отклонения времени наступления транзитов от строгой периодичности. Особенно заметными эти отклонения бывают в случае, когда планеты близки к одному из орбитальных резонансов низкого порядка (другими словами, их орбитальные периоды относятся друг к другу, как небольшие целые числа). В отдельных случаях амплитуда вариаций времени наступления транзитов может достигать часов и даже суток, но обычно составляет несколько минут.

Большинство планет, у которых находили вариации времени наступления транзитов, открыты «Кеплером». Наземные транзитные обзоры, оптимизированные под поиск горячих юпитеров, как правило, горячие юпитеры и открывают, а большинство планет этого типа одиноки и не показывают сколь-нибудь заметных вариаций времени наступления транзитов. Но нет правил без исключений. 25 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двухпланетной системы WASP-148, включающей в себя два легких газовых гиганта в орбитальном резонансе 4:1, один из которых является транзитным, а второй нет. Транзитная планета демонстрирует заметные вариации времени наступления транзитов, которые могут достигать 50 минут.

Транзитный кандидат был обнаружен обзором SuperWASP-северный по наблюдениям, проведенным еще в 2008-2011 годах. Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы в период с августа 2014 по июнь 2018 года получили 116 измерений лучевой скорости звезды WASP-148 на спектрографе SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Однако помимо колебаний лучевой скорости с периодом, равным периоду транзитного кандидата, в данных было обнаружено и другое колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что вокруг звезды WASP-148 вращаются как минимум две планеты, одна из которых является транзитной, а вторая – не транзитной.

WASP-148 (TYC 3083-295-1) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 248.1 ± 1.6 пк. Оцененная по спектру, ее масса составляет в 1.00 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 1.03 ± 0.20 солнечных радиусов. Однако «Гайя» дает более точную оценку радиуса – 0.97 ± 0.04 солнечных радиусов, что согласуется со значением, полученным из анализа транзитной кривой – 0.92 ± 0.07 солнечных радиусов. Скорее всего, WASP-148 – звезда главной последовательности позднего G-класса, ее светимость примерно в полтора раза меньше светимости Солнца.

Масса внутренней планеты WASP-148 b оценивается в 0.291 ± 0.025 масс Юпитера, радиус – в 0.722 ± 0.055 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.96 ± 0.26 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0845 ± 0.0022 а.е. (~19.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.22 ± 0.06, и делает один оборот за 8.8038 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 940 ± 80К.

Проективная (минимальная) масса не транзитной планеты WASP-148 c оценивается в 0.40 ± 0.05 масс Юпитера. По расчетам динамической устойчивости системы взаимное наклонение орбит обеих планет не может превышать 35°, поэтому истинная масса планеты WASP-148 c не может превышать 0.6 масс Юпитера. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по еще более эксцентричной орбите (эксцентриситет 0.36 ± 0.09) и делает один оборот за 34.516 ± 0.03 земных суток, его эффективная температура составляет 590 ± 50К. При небольших взаимных наклонениях орбит планет система устойчива.

Звезда WASP-148 достаточно яркая, чтобы ее смогла наблюдать TESS. TESS уже провела мониторинг этой звезды на 24, 25 и 26 секторах (с 16 апреля по 4 июля 2020 года). На момент написания статьи фотометрические данные еще не были получены, но авторы очень на них рассчитывают. TESS должна зафиксировать 9 транзитов планеты b, что позволит существенно уточнить динамические параметры системы. Также не исключено, что планета c тоже окажется транзитной, хотя бы краем. Кроме того, авторы надеются на открытие в этой системе небольших планет, транзиты которых замываются земной атмосферой, но могут быть обнаружены космическим телескопом. В ближайшем будущем мы еще наверняка услышим об этой интересной системе.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2004.14645.pdf

 

 

6 июля 2020
Система TOI-1266: мини-нептун и суперземля у внутреннего края обитаемой зоны

Распределение по радиусам транзитных планет «Кеплера» содержит т.н. зазор Фултона – примерно двукратный дефицит планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли, маркирующий переход между планетами преимущественно железокаменного состава (суперземлями) и мирами, обогащенными летучими элементами (мини-нептунами). Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез – в частности, фотоиспарение первичных водородно-гелиевых атмосфер под действием жесткого излучения молодой звезды и тепловое истечение атмосфер благодаря внутреннему разогреву планетного ядра.

Обе гипотезы предсказывают несколько разную зависимость положения зазора от орбитального периода планет. Это означает, что, изучая распределение по радиусам планет на разных расстояниях от звезды, можно определить, какой именно физический механизм отвечает за формирование зазора Фултона.

22 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации двухпланетой системы TOI-1266. TESS наблюдала эту систему на 14, 15, 21 и 22 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 10.9 и 18.8 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.46 ± 0.08 и 1.67 ^+0.09/_-0.11 радиусов Земли. Таким образом, радиус внешней планеты попадает в зазор Фултона.

Кроме стандартного исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы, авторы попытались измерить массы планет с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли. Из-за невысокой точности спектрографа (средняя погрешность единичного измерения достигала 7.4 м/с) массы планет измерить не удалось, были получены только верхние пределы в 15.9 и 6.4 масс Земли, соответственно (с достоверностью 95%). Ожидаемые массы планет составляют 6.6 ^+5.0/_-2.8 и 3.8 ^+2.6/_-1.4 масс Земли, их можно будет измерить более точными спектрографами, например, ESPRESSO.

Родительская звезда TOI-1266 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 36.01 ± 0.03 пк, ее светимость составляет всего 2.63% светимости Солнца. Поэтому обе планеты оказываются нагретыми весьма умеренно: в предположении нулевого альбедо эффективная температура внутренней планеты оценивается в 410 ⁺²¹/_-15 К, а внешней – в 347 ± 8К. Другими словами, температурный режим внутренней планеты примерно соответствует температурному режиму Меркурия, а внешней – температурному режиму Венеры. Однако маловероятно, что суперземля TOI-1266 c является массивным аналогом Венеры – скорее всего, она содержит значительное количество воды и окружена горячим океаном глубиной в сотни километров. Изучение свойств атмосферы этой планеты представляет повышенный интерес.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2006.11180.pdf

 

 

1 июля 2020
TOI-1728 b: тяжелый нептун у красного карлика на 3.49-дневной орбите

Тяжелыми нептунами или супер-нептунами называют планеты с массами и радиусами, промежуточными между массами типичных нептунов и планет-гигантов. Изучение планет этого типа позволит лучше понимать процессы формирования и миграции газовых гигантов и планетных систем в целом. Обычно к тяжелым нептунам относят планеты с массами от 17 до 57 масс Земли. В зависимости от химического состава они могут быть и массивными нептунами (состоящими преимущественно из льдов), и легкими газовыми гигантами.

26 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы тяжелого нептуна TOI-1728 b. Транзитный кандидат был обнаружен на 20 секторе миссии TESS и подтвержден методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли.

TOI-1728 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 60.8 ± 0.14 пк. Его масса оценивается в 0.646 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.624 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость – в 8.8 ± 0.2% от светимости Солнца. Судя по низкой активности и медленному вращению, звезда отличается зрелым возрастом в 7.1 ± 4.6 млрд. лет.

При радиусе 5.05 ± 0.17 радиусов Земли масса планеты TOI-1728 b достигает 26.8 ^+5.4/_-5.1 масс Земли, что приводит в средней плотности 1.14 ± 0.26 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0391 ± 0.0009 а.е (~13.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.49151 ± 0.00006 земных суток. Ее эффективная температура составляет 767 ± 8К.

Планета TOI-1728 b (обведена зеленой окружностью и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, вращающихся вокруг красных карликов. Цветом показаны эффективные температуры родительских звезд, серыми пунктирными линиями – линии равной плотности 1, 3 и 10 г/куб.см.

Авторы пронаблюдали транзиты TOI-1728 b в линии ионизированного гелия 10830 Ангстрем, но не нашли каких-либо особенностей, возникающих при наличии протяженной горячей экзосферы. В отличие от планет GJ 3470 b и HAT-P-11 b, TOI-1728 b не теряет гелий в сколь-нибудь существенном количестве. Авторы намереваются пронаблюдать транзиты планеты в линии Лайман-альфа на «Хаббле», чтобы оценить также темпы потери атомарного водорода.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2006.14546.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1