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

15 апреля 2024
HIP 66074 b/Gaia-3 b: газовый гигант на предельно эксцентричной орбите
прямая ссылка на эту новость

Поиск экзопланет при помощи астрометрии остается перспективным, но очень трудоемким и ненадежным методом. К настоящему времени этим способом достоверно открыто всего три экзопланеты из 5.6 тысяч. Тем не менее, у астрометрии большое будущее. Ожидается, что после завершения миссии «Гайя» в 2025 году обработка данных из пятого релиза (DR5) позволит обнаружить несколько десятков тысяч(!) планет-гигантов.

Пока исследователям доступны данные третьего релиза DR3, опубликованные 13 июня 2022 года. Из более чем 800 тысяч звезд, имеющих астрометрические признаки двойственности, для 169 тыс. получены орбитальные решения. Большинство обнаруженных компаньонов являются маломассивными звездами, около 1.9 тысяч – коричневыми карликами, и лишь у 72 компаньонов массы не превышают 20 масс Юпитера.

Одной из звезд с маломассивным компаньоном стала HIP 66074. С этой системой связана почти детективная история. Так, «Гайя» обнаружила, что оранжевый карлик HIP 66074 движется по небесной сфере по орбите с большой полуосью 0.21 ± 0.03 тысячных угловой секунды и делает один оборот за 297 ± 3 суток. Поперечник орбиты звезды соответствовал планете с массой около 7 масс Юпитера. Амплитуда колебаний лучевой скорости звезды в этом случае должна достигать ~300 м/с. Лучевые скорости звезды в течение нескольких лет измерялись спектрометром HIRES. Он действительно обнаружил колебания лучевой скорости HIP 66074 с периодом около 300 суток, но амплитуда этих колебаний была в 15 раз меньше ожидаемой и составила ~20 м/с.

Чтобы разобраться в этой странной ситуации, группа итальянских астрономов с 4 июня 2022 года по 30 апреля 2023 года (т.е. в течение 330 суток, чтобы полностью охватить орбитальный период предполагаемой планеты) получила 60 измерений лучевой скорости HIP 66074 на спектрографе HARPS-N со средней точностью 1.25 м/с. Хотя большую часть времени лучевая скорость звезды менялась мало, несколько измерений показали резкое изменение лучевой скорости, что соответствовало наличию планеты на эксцентричной орбите.

Лучевая скорость звезды HIP 66074 в зависимости от орбитальной фазы. Черными точками показаны измерения, полученные на HIRES, красными точками – на HARPS-N.
Синей линией показана наилучшая кеплеровская кривая, описывающая орбиту с эксцентриситетом 0.948.

Тем самым загадка была решена. Вокруг звезды HIP 66074 действительно вращается массивная планета, а малая амплитуда колебаний лучевой скорости объяснилась малым углом наклонения ее орбиты к лучу зрения (орбита расположена к нам практически «плашмя»).

HIP 66074 (Gaia-3, GJ 9452) – поздний оранжевый карлик (по другим данным – ранний красный карлик), удаленный от нас на 35.37 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.705 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.69 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в 6.6 раз меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.9 +4.9/-4.1 млрд. лет.

На расстоянии 43.8 угловых секунд (~1550 а.е. в проекции на небесную сферу) располагается тусклый звездный компаньон со светимостью в 6 тыс. раз меньше солнечной. Масса компаньона оценивается в 0.076 ± 0.001 масс Солнца – это или тяжелый коричневый карлик, или очень маломассивная звезда.

Минимальная (m sin i) масса планеты HIP 66074 b составляет 0.79 ± 0.05 масс Юпитера. Однако наклонение орбиты оценивается лишь в 6.5°, поэтому физическая масса планеты гораздо больше и достигает 5 ± 2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.799 +0.035/-0.024 а.е. и эксцентриситетом 0.948 ± 0.004, и делает один оборот за 311 +22/-18 суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.042 а.е. в перицентре до 1.556 а.е. в апоцентре, т.е. в 37 раз.

HIP 66074 b относится к редкому типу массивных планет-гигантов на резко эксцентричных орбитах, таких, как HD 80606 b, HD 7449A b и HD 20782 b. Интересно, что у всех родительских звезд этих планет есть звездные компаньоны на широких орбитах, что естественно объясняет высокий эксцентриситет орбит механизмом Козаи-Лидова.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2023/09/aa47329-23.pdf

 

 

6 апреля 2024
TOI-4862 b: эксцентричный теплый гигант у молодой G-звезды
прямая ссылка на эту новость

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Однако постепенно растет и количество относительно долгопериодических транзитных планет с периодами больше 10 суток. Каждая из них ценна как возможностью одновременно измерить массу и радиус (а значит, и среднюю плотность), так и перспективами изучения умеренно нагретой атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

5 апреля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты TOI-4862 b – транзитного газового гиганта с периодом 98.3 суток.

Его родительская звезда попала на 9, 36 и 63 сектора TESS. На кривой блеска, полученной на 36 секторе, прорисовалось единственное транзитное событие глубиной около 1%. Стало ясно, что вокруг звезды TOI-4862 вращается планета-гигант с орбитальным периодом, превышающим продолжительность одного сектора, т.е. 27.4 суток. Авторы подняли архивные фотометрические данные, полученные наземным транзитным обзором NGTS, и обнаружили начало еще одного транзита. Это сильно сократило количество возможных вариантов орбитального периода TOI-4862 b. Чтобы точно определить период, нужно было пронаблюдать третий транзит, что и было сделано 27-28 февраля 2024 года с помощью камеры EulerCam, установленной на 1.2-метровом телескопе им. Леонарда Эйлера в Ла Силья. Период планеты оказался равным 98.2984 ± 0.0001 суток.

Чтобы подтвердить планетную природу TOI-4862 b и измерить ее массу, авторы получили 68 измерений лучевой скорости звезды на спектрографах CORALIE, FEROS, HARPS и PFS.

TOI-4862 (NGTS-30) – солнцеподобная звезда позднего G класса, удаленная от нас на 233.9 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 0.94 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.913 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза меньше солнечной. Судя по быстрому вращению, звезда довольно молода – ее возраст оценили в 1.1 ± 0.4 млрд. лет, при этом содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

При радиусе 0.93 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты оказалась равной 0.96 ± 0.06 масс Юпитера – перед нами типичный газовый гигант. TOI-4862 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.41 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.294 ± 0.014. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.29 а.е. в перицентре до ~0.53 а.е. в апоцентре, а ее эффективная температура – от 500 +55/-84 К до 274 +30/-46 К, а в среднем составляет около 390 К.

Для своей массы планета достаточно компактна. Авторы оценили долю тяжелых элементов в ее составе в 23 ± 6%, это значит, что она в 20 ± 6 раз обогащена тяжелыми элементами относительно своей звезды. Планета будет интересной целью для JWST благодаря умеренным температурам и необычной орбите.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2404.02974.pdf

 

 

29 марта 2024
Две новые планеты у оранжевого карлика HD 104067
прямая ссылка на эту новость

Чувствительность метода лучевых скоростей зависит как от точности спектрографов, так и от количества измерений, поэтому по мере накопления новых данных появляется возможность обнаруживать все более легкие планеты и планеты с все большими орбитальными периодами. Нередко эти открытия происходят в системах, где ранее уже были обнаружены планеты. Естественно предположить, что экзопланета вращается вокруг своей звезды не в одиночестве, а в составе планетной системы, поэтому и спектральные, и фотометрические наблюдения звезд с уже известными планетами – разумная наблюдательная стратегия, часто приводящая к успеху.

27 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух новых планет в системе HD 104067, где ранее уже была известна одна планета. Авторы собрали 72 дополнительных измерения лучевой скорости родительской звезды и применили ко всем имеющимся данным более совершенный алгоритм обработки. Кроме того, HD 104067 наблюдалась TESS. Все это позволило существенно уточнить параметры системы.

Первая планета у оранжевого карлика HD 104067 была представлена в 2009 году. По уточненным данным, это легкий газовый гигант с минимальной массой 0.195 ± 0.01 масс Юпитера и орбитальным периодом 55.85 ± 0.02 суток. Первооткрыватели нашли, что эксцентриситет орбиты планеты b близок к нулю, но в новой работе его оценили в 0.12 ± 0.05. Температурный режим гиганта является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Помимо колебаний, вызванных HD 104067 b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 13.899 ± 0.005 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает нептун HD 104067 c с минимальной массой 13.2 ± 1.9 масс Земли, вращающийся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1048 ± 0.0013 а.е. и эксцентриситетом 0.29 ± 0.13.

Кроме того, HD 104067 попала на 10, 36 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала слабый транзитный сигнал с периодом 2.15382 суток с глубиной, соответствующей планете радиусом 1.30 ± 0.12 радиусов Земли. Горячая суперземля HD 104067 d вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0305 ± 0.0004 а.е. (~8.4 звездных радиусов). Масса планеты остается неизвестной (согласно собранным измерениям лучевой скорости она не превышает 10 масс Земли), но исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, авторы оценили ее в ~2 массы Земли.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость трехпланетной системы HD 104067 и нашли ее устойчивой. Вместе с тем взаимное влияние планет b и c друг на друга должно приводить к регулярным колебаниям эксцентриситетов их орбит: в диапазоне 0.12-0.16 для планеты b и 0.10-0.29 для планеты c. Также обе внешние планеты должны сильно возмущать орбиту внутренней суперземли d, вызывая периодические колебания эксцентриситета ее орбиты в диапазоне 0-0.16. В непосредственной близости от звезды эксцентричность орбиты должна приводить к сильным деформациям приливными силами и мощному дополнительному энерговыделению. Температура поверхности HD 104067 d может достигать 2600 К (а при некоторых предположениях – даже 3130 К)!

Авторы намерены продолжить наблюдения за системой, поскольку планета d пока остается в статусе транзитного кандидата. Также они обратили внимание, что после удаления RV-сигналов планет b и c лучевая скорость HD 104067 демонстрирует дополнительный дрейф, возможно, вызванный массивным телом на широкой орбите. Природу этого тела также еще предстоит определить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.17062.pdf

 

 

26 марта 2024
У суперземли в обитаемой зоне LHS 1140 b, скорее всего, азотная атмосфера
прямая ссылка на эту новость

Суперземля LHS 1140 b была представлена в 2018 году. По последним данным, ее масса составляет 5.6 ± 0.2 масс Земли, радиус – 1.73 ± 0.03 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.9 ± 0.3 г/куб.см. На диаграмме «Масса – Радиус» планета лежит чуть выше линии силикатов, что говорит о том, что она должна содержать некоторое количество летучих – или водорода с гелием, или воды. Поскольку температурный режим планеты близок к температурному режиму Марса, ее атмосфера не может состоять из водяного пара – последний должен конденсироваться в облака. Обилие воды при отсутствии существенного количества водорода должно приводить к наличию атмосферы из тяжелых газов – азота и/или углекислоты.

21 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям LHS 1140 b на спектрографе NIRSpec на JWST. Авторы пронаблюдали два транзита планеты в лучах с длиной волны от 1.665 до 5.175 мкм. Диапазон был разбит на 65 спектральных каналов. Полученный таким образом трансмиссионный спектр сравнивали с предсказаниями различных атмосферных моделей: чисто водородной атмосферы с облаками, азотной атмосферы с облаками, а также водородной и азотной атмосферы с добавлением водяного пара, аммиака, угарного и углекислого газов.

Трансмиссионный спектр LHS 1140 b оказался почти плоским. Это делает вариант азотной атмосферы гораздо более вероятным, чем водородной. В трансмиссионном спектре водородной атмосферы были бы видны сильные полосы метана и углекислого газа, чего явно не наблюдается. Конечно, плоский трансмиссионный спектр могут обеспечить и высотные облака, но в случае LHS 1140 b эти облака должны располагаться на высоте выше уровня давления в 6 мбар. Непонятно, из какого вещества они могут состоять – ожидаемые водяной лед и гидросульфид аммония должны конденсироваться гораздо глубже в атмосфере – на уровне давления ~100 мбар и температуре около 200 К, а аммиак в атмосфере LHS 1140 b вообще не конденсируется. В целом, авторы нашли, что преимущественно азотная атмосфера лучше воспроизводит наблюдаемый трансмиссионный спектр, чем преимущественно водородная, с достоверностью ~3 сигма. Впрочем, доля углекислоты в атмосфере LHS 1140 b остается неизвестной.


Трансмиссионный спектр LHS 1140 b (показан четными точками с барами ошибок) и его сравнение с различными атмосферными моделями. Вверху: сравнение полученного спектра с моделью водородной атмосферы с металличностью 1, 10 и 100 относительно солнечной, а также моделью водородной атмосферы над водным океаном (гикеанский мир). Внизу: сравнение полученного спектра с моделями атмосферы из азота и углекислого газа.

Раз водородная атмосфера маловероятна, сравнительно низкая средняя плотность LHS 1140 b должна объясняться наличием в составе планеты ~10% воды. Если атмосфера не слишком глубока, эта вода образует жидкий океан. Так, при давлении 2.2 атмосфер температура на поверхности океана составит 310 К в случае азотной атмосферы с добавлением 10% углекислого газа, и 340 К в случае углекислотной атмосферы с добавлением 10% азота. Авторы отмечают, что формирование клатратов из углекислоты и воды препятствует наличию углекислотной атмосферы с давлением больше ~10 атм. – лишний углекислый газ будет растворяться в океане и выпадать на дно клатратами.

Какова же доля углекислоты в составе атмосферы LHS 1140 b? Авторы нашли, что для ответа на этот вопрос надо пронаблюдать еще как минимум 9 транзитов планеты. Плотная углекислотная атмосфера образует полосу поглощения около 4.2 мкм глубиной около 20 ppm, которую можно выявить, лишь накапливая данные.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.13265.pdf

 

 

21 марта 2024
TOI-4438 b: мини-нептун с температурным режимом Меркурия
прямая ссылка на эту новость

По данным «Кеплера» мини-нептуны – самый распространенный тип планет, они встречаются повсеместно. Однако в Солнечной системе планет этого типа нет, так что ученые лишены возможности близко изучить прототип мини-нептунов, как, например, они изучают Юпитер и Сатурн в качестве прототипов внесолнечных газовых гигантов. Состав мини-нептунов до сих пор неизвестен – они могут быть железокаменными ядрами, окруженными водородно-гелиевой атмосферой, а могут состоять наполовину из горных пород и воды (а также других летучих льдов). Чтобы определить, какая из гипотез ближе к истине, необходимо изучать состав их атмосфер.

18 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию мини-нептуна у красного карлика G 182-34. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Высокое значение метрики трансмиссионного спектра делает эту планету идеальной целью для JWST.

TOI-4438 (G 182-34, LHS 3350) – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 30.062 ± 0.014 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.37 ± 0.02 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость примерно в 59 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-4438 составляет 5.1 ± 2.8 млрд. лет.

TOI-4438 попала на 40, 52 и 53 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 7.44628 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.52 ± 0.13 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации, подтвердившей планетную природу транзитного кандидата, авторы получили 34 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CARMENES. Масса TOI-4438 b оказалась равной 5.4 ± 1.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.85 +0.51/-0.44 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0534 ± 0.0037 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.09. Ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура в предположении нулевого альбедо составила 435 ± 15 К).


TOI-4438 b (показана красным цветом и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных карликов. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, таблица соответствий расположена справа от графика. Голубыми точками для сравнения показаны также Земля и Венера.

Благодаря высокому значению метрики трансмиссионного спектра (TSM), равного 136 ± 13, планета будет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. Авторы ожидают увидеть в спектре полосы метана, водяного пара и углекислого газа, а также признаки наличия или отсутствия высотной дымки. Чтобы уточнить, является ли атмосфера TOI-4438 b преимущественно водородно-гелиевой или преимущественно паровой, достаточно будет пронаблюдать два транзита.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.09833.pdf

 

 

13 марта 2024
Новая воздушная планета TOI-1173A b
прямая ссылка на эту новость

Планетами промежуточной массы называют планеты с массами и радиусами, промежуточными между массами и радиусами Нептуна и Сатурна. Среди них встречаются как тяжелые нептуны, так и легкие газовые гиганты, которых в англоязычной литературе принято называть puffy (пухлыми, пушистыми). «Пухлые» планеты при массе, сравнимой с массой Нептуна, имеют размеры газовых гигантов, что приводит к очень низкой средней плотности.

12 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная новой «пухлой» планете TOI-1173A b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа MAROON-X.

TOI-1173A – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 132.2 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 0.91 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.934 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 8.7 ± 2.0 млрд. лет. TOI-1173 A входит в состав широкой звездной пары, ее компаньон удален на ~11400 а.е.

При радиусе 8.1 ± 0.2 радиусов Земли (0.723 ± 0.015 радиусов Юпитера) масса планеты TOI-1173A b составляет всего 26.1 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.27 ± 0.03 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0702 ± 0.0012 а.е. (16.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.0639 ± 0.0003 суток. Эффективная температура планеты составляет 864 ± 10 К.


Планета TOI-1173A b (показана красной звездой и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с массой меньше 50 масс Земли. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 0.05, 0.1, 0.5, 1, 5 и 10 г/куб.см. Черной пунктирной линией показано модельное соотношение масса-радиус для планет из холодного водорода, синей пунктирной линией – порог плотности в 0.3 г/куб.см, принятый для «пухлых» планет. Белыми квадратами с синей обводкой показаны и подписаны другие пухлые планеты. Цвет планет отражает степень их нагрева, цветовая шкала расположена справа от графика.

По расчетам авторов, из-за своей рыхлости и значительного нагрева TOI-1173A b должна терять свою атмосферу. Возможно, продолжающийся отток атмосферных газов будет обнаружен с помощью наблюдения транзитов планеты в линии метастабильного гелия (в лучах с длиной волны 1.083 мкм).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.06240.pdf

 

 

11 марта 2024
Измерена масса мини-нептуна у яркой F-звезды HD 77946 (TOI-1778)
прямая ссылка на эту новость

Мини-нептунами называют планеты с радиусами 2-3 радиусов Земли. Химический состав этих планет до сих пор неизвестен. Существуют две проработанные модели их внутреннего строения, приводящие примерно к одной и той же средней плотности. Мини-нептуны могут быть железокаменными ядрами, окруженными водородно-гелиевой атмосферой массой несколько процентов от полной массы планеты, и водными мирами, состоящими примерно наполовину из горных пород и воды (а также других летучих льдов, таких, как метан, аммиак, углекислота и угарный газ). Возможно и промежуточное строение, включающее и водную мантию, и протяженную водородно-гелиевую атмосферу.

8 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная подтверждению планетной природы и измерению массы транзитного мини-нептуна HD 77946 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

HD 77946 (TOI-1778) – звезда главной последовательности спектрального класса F5, удаленная от нас на 99.0 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 1.17 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.31 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое больше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 77946 составляет 3.85 +1.3/-1.6 млрд. лет.

HD 77946 попала на 21 и 47 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.52728 ± 0.00002 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.705 ± 0.09 радиусов Земли. Также транзиты этой планеты дважды наблюдали на спутнике ChEOPS. Для измерения массы планеты авторы получили 102 измерения лучевой скорости родительской звезды на спектрографе HARPS-N со средней точностью 1.4 м/с. 3 измерения оказались низкого качества и были исключены из рассмотрения.

Масса планеты HD 77946 b оказалась равной 8.5 ± 1.5 масс Земли, а ее средняя плотность – 2.32 ± 0.44 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.072 ± 0.001 а.е. (12 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.23 ± 0.08, ее эффективная температура достигает 1248 ± 40 К.

На диаграмме «Масса – Радиус» HD 77946 b лежит выше линии воды, а значит, окружена водородно-гелиевой атмосферой, масса которой оценивается примерно в 1% от полной массы планеты.


Планета HD 77946 b (показана оранжевой звездой с черной обводкой и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает степень их нагрева, цветовая шкала расположена в левой части графика. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава с температурой 1000 К из работы Zeng et al., 2019. Сплошными зелеными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для каменистых планет возрастом 1 млрд. лет, окруженных водородной атмосферой массой 1, 2 и 5% полной массы планеты. Для сравнения приведены также Земля и Нептун.

К сожалению, HD 77946 b будет трудной целью как для трансмиссионной, так и для эмиссионной спектроскопии. Ее метрика трансмиссионного спектра (TSM) оценивается в ~57, что значительно ниже порога в 90, начиная с которого система считается хорошей целью для JWST. Однако если планета теряет атмосферу, можно будет с помощью наземных инструментов зарегистрировать истечение атмосферных газов в линии метастабильного гелия (т.е. в лучах с длиной волны 1.083 мкм).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.04464.pdf

 

 

8 марта 2024
Неожиданно высокая металличность атмосферы теплого мини-нептуна TOI-270 d
прямая ссылка на эту новость

Мини-нептуны – планеты радиусом 2-3 радиусов Земли – распространены очень широко, но при этом остаются загадочными. В Солнечной системе нет планет этого типа. Существует две основные гипотезы о химическом составе мини-нептунов: они могут быть железокаменными ядрами, окруженными водородно-гелиевой атмосферой массой несколько процентов полной массы планеты, а могут быть океанидами, или водными мирами, состоящими примерно наполовину из горных пород и воды. Поскольку оба варианта строения приводят к примерно одинаковой средней плотности, измерение только массы и радиуса не позволяет определить природу мини-нептунов, для этого нужно знать состав их атмосфер.

6 марта в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям на JWST относительно прохладного мини-нептуна TOI-270 d. Планета была представлена в 2019 году. По последним данным, радиус TOI-270 d составляет 2.22 ± 0.07 радиусов Земли. Массу измерили в 2021 году – она оказалась равной 4.8 ± 0.5 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды – красного карлика спектрального класса M3 V – на расстоянии 42 звездных радиусов, ее эффективную температуру оценили в 384 ± 10 К в предположении нулевого альбедо и 351 ± 10 К в предположении альбедо, равного 0.3, другими словами, эта планета немного прохладней Меркурия.

Авторы наблюдали два транзита TOI-270 d – 13 октября 2023 года с помощью инструмента NIRISS в диапазоне 0.6-2.8 мкм, и 6 февраля 2024 года с помощью NIRSpec в диапазоне 2.7-5.2 мкм. Таким образом удалось получить качественный трансмиссионный спектр в диапазоне 0.6 -5.2 мкм. В спектре доминируют сильные полосы метана (он зарегистрирован с достоверностью 9.4 сигма) и углекислого газа (достоверность 4.8 сигма). Неуверенно обнаружен водяной пар (2.5 сигма) и сероуглерод (2.6 сигма). Невысокая достоверность регистрации водяного пара вызвана не его малым количеством в атмосфере планеты, а наложением полос водяного пара на полосы метана. Аммиак не обнаружен, на его содержание наложен верхний предел в 54 ppm.


Трансмиссионный спектр теплого мини-нептуна TOI-270 d. Черными квадратами с барами погрешностей показаны результаты измерений, черной линией – итоговый спектр, цветными линиями показан вклад различных атмосферных газов.

Сравнение полученного трансмиссионного спектра с моделями атмосфер говорит о безоблачной атмосфере и сравнительно высоком содержании в ней тяжелых газов. Среднюю молекулярную массу атмосферы TOI-270 d оценили в 5.5 ± 1.2. Суммарная масса атомов кислорода и углерода в 1.23 ± 0.5 раз превышает массу атомов водорода, хотя по объему (и количеству атомов) водорода больше. Количество метана и углекислого газа примерно одинаково в пределах погрешностей, а водяного пара еще примерно втрое больше. Металличность атмосферы TOI-270 d достигает 225 +98/-86, а отношение C/O составило 0.47 ± 0.19, что совместимо с солнечным значением.

Облака или дымка, если существуют, находятся на уровне давления больше 1 мбар.

По расчетам авторов, 90 ± 4% массы планеты приходится на железокаменное ядро, остальное на воздушную оболочку. 4.3 ± 0.9% массы планеты составляют водород и гелий, 6.0 +3.7/-2.3% – летучие тяжелые элементы (кислород, углерод, азот, сера, инертные газы). Общее количество тяжелых газов (водяного пара, метана, углекислоты, угарного газа, и т.д.) достигает 0.29 +0.17/-0.11 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.03325.pdf

 

 

5 марта 2024
Подтверждена третья планета в системе LHS 1678
прямая ссылка на эту новость

Планетная система у красного карлика LHS 1678 была представлена в 2021 году. TESS обнаружила у этой звезды две транзитные планеты с периодами 0.860 и 3.694 суток и радиусами 0.70 и 0.98 радиусов Земли, соответственно. Массы планет измерить не удалось, по измерениям спектрографа HARPS на них были наложены верхние пределы в 0.35 и 1.4 масс Земли.

Изучая кривую блеска LHS 1678, полученную на 31 и 32 секторах, первооткрыватели обнаружили и третий транзитный сигнал с периодом 4.965 суток, который на тот момент оставался в статусе транзитного кандидата.

4 марта 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации третьего кандидата. Авторы провели наблюдения транзитов 4.965-суточного кандидата на метровых наземных телескопах сети LCOGT, а также телескопах проекта MEarth. Они нашли, что вероятность его не планетной природы не превышает 1.75·10-3. Третья планета LHS 1678 d вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.040 ± 0.002 а.е. (26 звездных радиусов), ее инсоляция примерно в 9 раз превышает земную. Другими словами, LHS 1678 d оказывается немного горячее Меркурия.

Планеты c и d близки к орбитальному резонансу 4:3, что давало надежду уловить вариации моментов наступления транзитов (TTV). Однако из-за низкого соотношения сигнал/шум этого сделать не удалось (неопределенность времени наступления индивидуальных транзитных событий достигала 14.4 минут при том, что ожидаемая амплитуда вариаций для трех планет оценивается в 6-29 минут). Пока вариации моментов наступления транзитов не зафиксированы, хотя это возможно будет сделать в будущем. Кроме того, массы планет сможет измерить самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2403.00110.pdf

 

 

1 марта 2024
Уточнены параметры планет в системе K2-106
прямая ссылка на эту новость

Двухпланетная система K2-106 была представлена в 2017 году. У солнцеподобной звезды немного меньше и тусклее Солнца обнаружили две транзитные планеты, одна из которых является суперземлей с ультракоротким периодом, а другая – мини-нептуном. С тех пор параметры системы много раз пересматривались как с уточнением расстояния до звезды, так и с получением новых измерений ее лучевой скорости.

29 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная уточнению свойств родительской звезды и планет в системе K2-106. Авторы получили дополнительно 23 измерения лучевой скорости K2-106 на самом точном на сегодняшний день спектрографе ESPRESSO. Массу звезды уточнили до 0.907 ± 0.011 солнечных масс (в литературе приводились значения от 0.89 до 1.05 солнечных масс), радиус – до 0.993 ± 0.008 солнечных радиусов (в литературе встречались значения от 0.83 до 1.04 солнечных радиусов). Удалось определить возраст звезды – он достигает 8.3 ± 2.0 млрд. лет.

Параметры планет теперь выглядят так.
Масса внутренней планеты b оценивается в 7.8 ± 0.7 масс Земли, что при радиусе 1.68 ± 0.04 радиусов Земли приводит к средней плотности 9.1 ± 1.0 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Масса внешней планеты c составляет 7.3 ± 2.5 масс Земли, радиус – 2.84 ± 0.10 радиусов Земли, что дает среднюю плотность 1.7 +0.7/-0.6 г/куб.см. Эффективные температуры планет оцениваются теперь в 2299 ± 36 и 804 ± 13 К, соответственно.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.09322.pdf

 

 

28 февраля 2024
Измерены массы 13 планет TESS
прямая ссылка на эту новость

Когда звезда сходит с главной последовательности, ее радиус начинает быстро увеличиваться, а температура фотосферы падать. Звезды, находящиеся на этой стадии эволюции, называются субгигантами. Фаза субгиганта скоротечна, поэтому возраст звезд-субгигантов определяется гораздо точнее, чем возраст звезд на главной последовательности. Изучение планетных систем субгигантов и красных гигантов позволяет оценить влияние звездной эволюции на судьбу планет.

13 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс 12 транзитных кандидатов, обнаруженных TESS у двенадцати звезд-субгигантов. Также в одной из систем была обнаружена не транзитная планета. Кроме того, авторы уточнили параметры 9 планет, известных ранее.

Массы планет измерялись методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES и HARPS-N. Все родительские звезды имеют спектральный класс G или поздний F (эффективные температуры от 5630 до 6600 К).

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Масса, масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Металличность [Fe/H]
Возраст, млрд. лет
285.6 ± 2.0
1.07 ± 0.06
1.52 ± 0.04
0.18 ± 0.06
8.3 +1.4/-2.0
54.28 ± 0.06
1.28 ± 0.03
1.49 ± 0.05
0.17 ± 0.06
2.6 ± 0.6
204.3 ± 0.6
1.23 +0.04/-0.07
1.58 ± 0.03
0.20 ± 0.06
4.2 +1.6/-0.7
239.1 ± 0.9
1.37 +0.03/-0.11
1.90 ± 0.04
0.40 ± 0.06
3.4 +1.6/-0.4
331.7 ± 1.4
1.16 ± 0.07
1.55 ± 0.03
0.27 ± 0.06
6.1 ± 1.9
235.0 ± 0.8
1.23 +0.04/-0.09
1.61 ± 0.03
0.22 ± 0.06
4.5 +1.8/-0.8
159.1 ± 0.5
1.04 ± 0.05
1.49 ± 0.03
0.00 ± 0.06
8.3 ± 1.4
376.0 ± 1.5
1.17 ± 0.07
1.56 ± 0.03
0.14 ± 0.06
5.5 +1.8/-1.3
189.7 ± 0.5
1.22 +0.03/-0.08
1.66 ± 0.03
-0.13 ± 0.06
3.5 +1.3/-0.5
570.1 ± 6.7
1.19 +0.05/-0.08
1.62 ± 0.04
0.03 ± 0.06
3.7 +1.4/-0.6
80.1 ± 0.2
1.23 +0.03/-0.06
1.62 ± 0.03
-0.10 ± 0.06
3.4 +1.0/-0.5
198 ± 4
1.20 +0.11/-0.04
1.73 ± 0.03
0.41 ± 0.06
6.0 +1.0/-2.0
226.2 ± 0.7
1.78 ± 0.05
2.69 ± 0.06
0.29 ± 0.06
1.2 ± 0.1

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Орбитальный период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
TOI-329 b
5.7044 ± 0.0001
0.064 ± 0.001
0.39 ± 0.03
0.128 ± 0.011 (40.8 масс Земли)
0.42 ± 0.03
2.13 ± 0.54
HD 39688 b
6.86588 ± 0.00001
0.0767 ± 0.0006
0.10 ± 0.07
0.0494 ± 0.007 (15.7 масс Земли)
0.240 ± 0.009
4.42 ± 0.80
TOI-603 b
16.17989 ± 0.00006
0.134 ± 0.003
0.22 ± 0.19
0.149 ± 0.043 (47.5 масс Земли)
0.71 ± 0.02
0.52 ± 0.16
TOI-954 b
3.6843 ± 0.0002
0.0518 ± 0.0014
0.05 ± 0.04
0.242 ± 0.018
0.85 ± 0.02
0.50 ± 0.06
TOI-1294 b
3.91529 ± 0.00001
0.051 ± 0.001
0.07 ± 0.04
0.196 ± 0.016
0.82 ± 0.03
0.44 ± 0.06
TOI-1294 c
160.1 ± 2.5
0.606 ± 0.013
0.10 ± 0.09
0.47 ± 0.05
TOI-1439 b
27.64393 ± 0.00009
0.192 ± 0.005
0.15 ± 0.07
0.121 ± 0.017 (38.4 масс Земли)
0.371 ± 0.016
2.94 ± 0.57
HD 278878 b
8.7099 ± 0.0006
0.0838 ± 0.0014
0.28 ± 0.01
0.696 ± 0.024
0.92 ± 0.06
1.10 ± 0.21
TOI-1828 b
9.09410 ± 0.00001
0.090 ± 0.002
0.31 ± 0.03
0.184 ± 0.012
0.77 ± 0.02
0.50 ± 0.05
HD 148193 b
20.38085 ± 0.00003
0.156 ± 0.003
0.14 ± 0.11
0.089 ± 0.014 (28.4 масс Земли)
0.75 ± 0.02
0.27 ± 0.04
TOI-1885 b
6.54406 ± 0.00001
0.072 ± 0.002
0.04 ± 0.03
1.62 ± 0.10
1.22 ± 0.04
1.12 ± 0.12
HD 83342 b
45.52215 ± 0.00004
0.267 ± 0.004
0.48 ± 0.04
0.401 ± 0.021
0.87 ± 0.02
0.48 ± 0.04
TOI-2019 b
15.3444 ± 0.0055
0.128 ± 0.004
0.09 ± 0.07
0.109 ± 0.013 (34.6 масс Земли)
0.505 ± 0.025
1.05 ± 0.021
TOI-2145 b
10.26111 ± 0.00001
0.112 ± 0.001
0.21 ± 0.02
5.70 ± 0.13
1.09 ± 0.03
5.42 ± 0.42


Новые планеты (12 + 9, показаны бирюзовыми квадратами с черной обводкой) на диаграммах «Масса – Радиус» и «Радиус – Средняя плотность» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Бирюзовым цветом показаны планеты у звезд-субгигантов, оранжевым – у звезд красных гигантов, серым – у звезд главной последовательности. Значками для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер.

Как уже не раз бывало, измерение масс транзитных планет привело также к открытию не транзитной планеты TOI-1294 c с температурным режимом, близким к температурному режиму Меркурия. Также лучевые скорости TOI-1294, TOI-1605 и TOI-1828 демонстрируют дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этих системах еще не открытых тел на широких орбитах. Авторы оценили распространенность планет-гигантов на широких орбитах в своей выборке в 19 ± 8%, что согласуется с распространенностью планет этого типа у звезд главной последовательности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.07893.pdf

 

 

18 февраля 2024
TOI-1199 b и TOI-1273 b: два горячих субсатурна
прямая ссылка на эту новость

Планеты легче Сатурна, но тяжелее Нептуна называют субсатурнами или планетами промежуточной массы. В этой области диапазоны масс нептунов и легких газовых гигантов перекрываются. Именно у горячих субсатурнов – легких газовых гигантов – бывает самая низкая средняя плотность и самая большая шкала высот, что делает их идеальной целью для трансмиссионной спектроскопии.

13 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы двух легких газовых гигантов TOI-1199 b и TOI-1273 b. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE.

TOI-1199 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 247.0 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.23 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.45 ± 0.03 солнечных масс, светимость примерно вдвое больше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца. По всей видимости, TOI-1199 недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 4.2 ± 0.2 млрд. лет.

Масса планеты TOI-1199 b равна 0.24 ± 0.02 масс Юпитера, что при радиусе 0.938 ± 0.025 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.36 ± 0.04 г/куб.см. Этот легкий горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0499 ± 0.0009 а.е. и делает один оборот за 3.67146 суток, его эффективная температура достигает 1486 ± 20 К.

В отличие от TOI-1199, солнцеподобная звезда TOI-1273 еще находится на главной последовательности. Ее масса составляет 1.06 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.06 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость превышает солнечную на 7 ± 1%. Возраст TOI-1273 оценивается в 3.1 ± 1.6 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Система удалена от нас на 176.0 ± 0.4 пк.

Транзиты планеты TOI-1273 b являются скользящими, т.е. она заходит на звездный диск только краем, поэтому ее радиус определен с большой погрешностью как 0.99 ± 0.22 радиусов Юпитера. Масса TOI-1273 b равна 0.222 ± 0.015 масс Юпитера, средняя плотность – 0.28 ± 0.11 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (формально эксцентриситет оценивается в 0.055 ± 0.032) на среднем расстоянии 0.055 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 4.63130 суток. Эффективная температура TOI-1273 b составляет 1211 ± 15 К.


Планеты TOI-1199 b и TOI-1273 b (подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных легких газовых гигантов с периодами от 1 до 10 суток. Размеры кружков пропорциональны метрике трансмиссионного спектра TSM, цвет кружков отражает эффективную температуру планет. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.5 и 2 г/куб.см. Для сравнения фигуркой с кольцом показан Сатурн.

Яркость родительских звезд (~11 звездных величин) и высокое значение метрики трансмиссионных спектров делает обе планеты (особенно TOI-1199 b) прекрасными целями для JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.07861.pdf

 

 

17 февраля 2024
У звезды TOI-1347 обнаружены две суперземли, одна с ультракоротким периодом
прямая ссылка на эту новость

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами меньше 1 суток. Эти планеты испытывают экстремальное воздействие со стороны близкой звезды благодаря сильному нагреву и плотному звездному ветру. У подавляющего большинства планет с ультракороткими периодами радиусы не превышают 2 радиусов Земли, а средняя плотность совместима с железокаменным составом.

13 февраля в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли с ультракоротким периодом TOI-1347 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, что позволило определить ее среднюю плотность. Также в системе найдена вторая транзитная планета, но ее массу измерить не удалось, на нее был наложен верхний предел.

TOI-1347 – солнцеподобная звезда немного легче и тусклее Солнца, удаленная от нас на 147.5 ± 0.24 пк. Ее масса оценивается в 0.913 ± 0.033 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 55 ± 2% солнечной светимости. Возраст звезды авторы определили как 1.4 ± 0.4 млрд. лет, т.е. звезда сравнительно молода.

TOI-1347 попала на 14-26, 40-41 и 47-60 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 0.84742 и 4.84196 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом 1.8 ± 0.1 и 1.6 ± 0.1 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 120 измерений лучевой скорости TOI-1347 с помощью HIRES и 14 измерений с помощью HARPS-N.

Масса планеты b оказалась равной 11.1 ± 1.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 9.9 +2.1/-1.7 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. TOI-1347 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на среднем расстоянии 4.43 ± 0.2 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1400 ± 40 К.

Формально масса планеты c равна 2.8 ± 2.3 масс Земли, но поскольку погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно заявили, что масса не превышает 6.4 масс Земли. Планета c вращается по круговой орбите на расстоянии 14.2 ± 0.5 звездных радиусов, ее эффективная температура составляет 1000 ± 25 К.


Планеты системы TOI-1347 (показаны красным цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Черными кружками показаны планеты с ультракороткими периодами. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. TOI-1347 c показана стрелкой, начало которой соответствует верхнему пределу на массу, поскольку ее истинная масса остается неизвестной.

TOI-1347 b раскалена настолько, что немного светится в оптическом диапазоне. Авторы измерили по фотометрии TESS фазовую кривую и, с небольшой достоверностью – вторичный минимум глубиной 26 ± 12 ppm. Самая горячая область оказалась сдвинута относительно подзвездной точки на 33 ± 14° к западу, что может говорить о наличии у TOI-1347 b атмосферы из тяжелых газов. Глубина вторичного минимума говорит о высоком альбедо планеты, возможно, обусловленном силикатными облаками. Впрочем, этот результат еще нуждается в подтверждении.

Авторы надеются, что наблюдения на JWST помогут подтвердить наличие атмосферы и разделить отраженный свет звезды и собственное тепловое излучение планеты, чтобы точно измерить ее альбедо.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.07451.pdf

 

 

15 февраля 2024
TOI-1751 b: плотный мини-нептун у солнцеподобной звезды
прямая ссылка на эту новость

Большинство планет, открытых «Кеплером», относится к мини-нептунам – планетам с радиусами от 2 до 3.8 радиусов Земли. В Солнечной системе таких планет нет. До сих пор неясно, каков состав мини-нептунов: являются ли они железокаменными ядрами, окруженными протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, или же содержат значительное количество воды. Возможно, в природе встречаются планеты обоих типов, а также все промежуточные варианты.

13 февраля в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии (точнее, подтверждении) мини-нептуна TOI-1751 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей в рамках программы TESS-Keck Survey (TKS). TKS специально организована для измерения массы транзитных кандидатов с помощью спектрографов, установленных на обсерватории им. Кека (HIRES и Levy).

TOI-1751 (HD 146757) – яркая звезда спектрального класса G0, удаленная от нас на 113.5 ± 0.1 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.20 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.66 больше солнечной. По всей видимости, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. HD 146757 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раз меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды достигает 10.0 ± 1.5 млрд. лет.

HD 146757 попала на 15, 17-26, 40-41 и 47-59 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 37.46849 ± 0.00008 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.77 +0.15/-0.07 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 71 измерение лучевой скорости звезды на спектрографе HIRES и 129 измерений на спектрографе Levy. Масса планеты оказалась равной 14.5 ± 3.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 ± 0.9 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.212 ± 0.002 а.е., его эффективная температура составляет примерно 820 К.


Планета TOI-1751 b (HD 146757 b, показана оранжевым цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. На трех графиках показаны три варианта возможного химического состава планеты. На левом графике коричневыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для безатмосферных планет земного состава, а также планет, состоящих из силикатов и воды. На среднем графике голубыми и синими линиями показаны соотношения масса-радиус для железокаменных планет, окруженных водородно-гелиевой атмосферой массой 0.3, 1 и 2% полной массы планеты. На правом графике линии соответствуют ядру, обогащенному водой и окруженному водородной атмосферой массой 0.1, 0.3 и 1% полной массы планеты. Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.

На диаграмме масса-радиус HD 146757 b лежит чуть ниже линии воды, однако маловероятно, что она из воды и состоит. Скорее всего, планета включает в себя железокаменное ядро, наличествующую или отсутствующую водную мантию, и водородную атмосферу массой меньше 1%. Поскольку звезда обеднена тяжелыми элементами, авторы склоняются к варианту химического состава, в котором недра планеты богаты водой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.07110.pdf

 

 

13 февраля 2024
Субсатурн и легкий газовый гигант у солнцеподобной звезды TOI-1386
прямая ссылка на эту новость

В настоящее время главным инструментом, «поставляющим» новые планеты научному сообществу, является миссия TESS. Находясь на широкой околоземной орбите, TESS освобождена от влияния земной атмосферы и смены дня и ночи, она ведет поиск транзитов у ярких звезд по всему небу. TESS уже обнаружила 7052 транзитных кандидата, из которых 417 подтверждены как планеты.

Однако далеко не каждый транзитный кандидат является планетой. Транзитный сигнал способны имитировать многие астрофизические явления, например – затменно-переменная двойная заднего фона, находящаяся на близком угловом расстоянии от целевой звезды, или затменно-переменная двойная из двух одинаковых звезд со скользящим транзитом. Даже если транзитный объект действительно вращается вокруг целевой звезды, он может оказаться коричневым карликом или очень маломассивной звездой (размеры газовых гигантов, коричневых карликов и маломассивных звезд примерно одинаковы).

Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы обычно применяют метод лучевых скоростей. Специально для измерения масс транзитных кандидатов, обнаруженных TESS, был организован обзор TESS-Keck Survey (TKS), в рамках которого лучевые скорости целевых звезд измеряют спектрографом HIRES, установленном на 10-метровом телескопе им. Кека.

7 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного кандидата TOI-1386 и открытию еще одной (не транзитной) планеты в этой системе.

TOI-1386 – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 146.86 ± 0.7 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.015 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 4 +6/-4% больше солнечной. Звезда слегка обогащена тяжелыми элементами – их в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-1386 определен плохо – как 3.3 +3.5/-2.2 млрд. лет.

На расстоянии 10.5 и 7 угловых секунд от TOI-1386 находятся две звезды – первая на 1.25, вторая на 7.23 звездных величин слабее. Измерение их параллаксов показало, что обе звезды относятся к заднему фону и физически не связаны с TOI-1386.

TOI-1386 попала на 16-17 и 56-57 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 25.83839 ± 0.00013 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.54 ± 0.02 радиусов Юпитера. Планеты такого размера называют субсатурнами, потому что их радиусы являются промежуточными между радиусами Урана и Сатурна.

Чтобы измерить массу TOI-1386 b, авторы получили 64 измерения лучевой скорости родительской звезды на HIRES. Масса планеты оказалась равной 0.148 ± 0.019 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.16 ± 0.19 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.173 ± 0.003 а.е., ее эффективная температура составляет 676 ± 10 К.


Планета TOI-1386 b (показана черным иксом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой.

Помимо колебания, вызываемого транзитной планетой, лучевая скорость TOI-1386 продемонстрировала еще одно колебание с периодом 227.6 ± 4.6 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает вторая планета с минимальной массой 0.309 ± 0.038 масс Юпитера. В отличие от своей соседки, TOI-1386 c вращается вокруг своей звезды по эксцентричной орбите (e = 0.27 ± 0.13) с большой полуосью 0.739 ± 0.016 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры.

Кроме того, лучевая скорость звезды показывает долговременный линейный дрейф в 0.018 ± 0.0044 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите.

Ожидается, что TESS будет наблюдать TOI-1386 на 76-77 и 83 секторах. Также авторы планируют дальнейшие измерения лучевой скорости звезды, чтобы определить природу третьего тела.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.03498.pdf

 

 

10 февраля 2024
Суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика TOI-238
прямая ссылка на эту новость

С 2017 года известно, что распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли с радиусом меньше 1.5 радиусов Земли и богатые летучими элементами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Физическая природа мини-нептунов пока неясна: они могут представлять собой железокаменное ядро, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой, а могут включать значительную долю воды, т.е. быть океанидами (супер-ганимедами). Возможно, в природе существуют планеты обоих типов, а также все промежуточные варианты.

Чтобы определить физическую природу планеты, нужно как минимум измерить ее массу и радиус. Поэтому планетологи стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Обычно для измерения масс планет, вращающихся вокруг сравнительно ярких звезд, используется метод лучевых скоростей. Массы небольших планет невелики, и для их измерения нужны высокоточные спектрографы.

7 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс двух транзитных планет у оранжевого карлика TOI-238. Радиусы планет лежат по разные стороны зазора Фултона, и можно было ожидать, что одна планета окажется суперземлей, а вторая – мини-нептуном. Так и оказалось.

TOI-238 (TYC 6398–132–1) – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 80.16 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.79 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.733 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо – как 4.3 ± 3.8 млрд. лет.

TOI-238 попала на 2, 29 и 69 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 1.273 и 8.466 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.40 ± 0.09 и 2.18 ± 0.18 радиусов Земли. Чтобы измерить массы обеих планет, авторы получили 77 измерений лучевой скорости TOI-238 с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO (средняя точность единичного измерения 0.58 м/с) и 50 измерений с помощью спектрографа HARPS (средняя точность единичного измерения 1.1 м/с). Также они проанализировали признаки хромосферной активности звезды и маркеры ее вращения.

Масса внутренней планеты TOI-238 b оказалась равной 3.40 ± 0.46 масс Земли, средняя плотность – 6.8 ± 1.6 г/куб.см, совместимая с железокаменным составом. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0212 ± 0.0004 а.е., ее эффективная температура достигает 1311 ± 28 К (в предположении альбедо, равного 0.3). Скорее всего, большая часть дневного полушария представляет собой лавовый океан.

Масса внешней планеты TOI-238 c равна 6.7 ± 1.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.16 ± 0.19 г/куб.см. Планета вращается на расстоянии 0.0749 ± 0.0013 а.е., ее эффективная температура оценивается в 696 ± 15 К.

Эксцентриситеты орбит обеих планет определены плохо, на них наложены только не строгие верхние пределы. Эксцентриситет орбиты планеты b не превышает 0.18 (но из-за сильных приливных сил со стороны звезды он должен быть близок к нулю), эксцентриситет орбиты планеты c не превышает 0.36.


Планеты системы TOI-238 (показаны зелеными овалами) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Сиреневыми квадратами показаны планеты у K-звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, желтой линией показаны планеты земного состава, темно-синей линией – планеты 50/50 состоящие из горных пород и воды, синей пунктирной линией – железокаменные планеты, окруженные водородной атмосферой массой 0.1%. Также для сравнения приведены планеты Солнечной системы Земля, Уран и Нептун.

Если физическая природа TOI-238 b более-менее понятна – ее средняя плотность совместима с химическим составом Земли, то с TOI-238 c ситуация более сложная. На диаграмме «Масса – Радиус» она находится рядом с линией супер-ганимедов при температуре 700 К (так называют планеты, наполовину состоящие из горных пород и воды). Однако планета может быть и на 99.9% железокаменной, окруженной 0.1% водородной атмосферы.

К сожалению, параметры системы не делают ни одну из новых планет легкой целью для JWST. Чтобы определить свойства атмосфер обеих планет, придется приложить значительные усилия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.04113.pdf

 

 

6 февраля 2024
Открыта третья планета у звезды Тигардена
прямая ссылка на эту новость

Поиск маломассивных планет в обитаемой зоне легче всего вести у красных карликов. Во-первых, из-за малой массы красных карликов амплитуда колебаний лучевой скорости, вызванных гравитационным влиянием планет, оказывается больше, чем у планет той же массы, вращающихся вокруг более массивных солнцеподобных звезд. Во-вторых, из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена близко к звезде, и туда попадают планеты с орбитальными периодами от нескольких до нескольких десятков суток. Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики являются привлекательными целями для поиска планет методом лучевых скоростей, их наблюдениям посвящают много усилий.

Одной из таких целей стала звезда Тигардена (GAT 1370) – близкий (3.83 пк) ультралегкий красный карлик, чья масса лишь немного превышает предел Кумара. В 2019 году у этой звезды обнаружили две планеты с минимальными массами ~1.05 и ~1.11 масс Земли и орбитальными периодами 4.91 и 11.41 суток, соответственно. Обе они попадают в обитаемую зону – у планеты b температурный режим близок к температурному режиму Земли, у планеты c – к температурному режиму Марса. Открытие было сделано по 239 замерам лучевой скорости, полученным спектрографом CARMENES.

После первой публикации наблюдения звезды Тигардена были продолжены. К CARMENES присоединились и другие современные спектрографы, в том числе самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO. К настоящему моменту количество индивидуальных замеров лучевой скорости достигло 467 за 355 ночей. Это позволило не только подтвердить обе планеты и уточнить их параметры, но и обнаружить третью планету и заподозрить наличие четвертой.

Что изменилось? Минимальная масса планеты b «подросла» до 1.16 ± 0.12 масс Земли. Освещенность на ее орбите на 8 ± 8% больше, чем освещенность на орбите Земли, эффективная температура оценивается в 277 ± 5 К.

Минимальная масса планеты c наоборот «уменьшилась до 1.05 ± 0.14 масс Земли. Освещенность на ее орбите составляет 35 ± 2 % освещенности на орбите Земли, эффективная температура оценивается в 209 ± 4 К.

Наконец, третья планета GAT 1370 d находится еще дальше от звезды. Ее минимальная масса составляет всего 0.82 ± 0.17 масс Земли, орбитальный период – 26.13 ± 0.04 суток. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.079 ± 0.003 а.е., ее эффективная температура составляет 159 ± 3 К (температурный режим соответствует внешней области Главного пояса астероидов).

Помимо колебаний, вызванных влиянием подтвержденных планет, лучевая скорость звезды Тигардена демонстрирует еще несколько колебаний неясной природы. Колебание с периодом 96.2 суток авторы связали с вращением звезды вокруг своей оси. Слабый сигнал с периодом 7.7 суток, возможно, вызван планетой с массой, близкой к половине массы Земли, однако он выявляется только в данных, полученных спектрографом CARMENES, и не выявляется при анализе всей совокупности измерений, поэтому авторы сочли его недостоверным. Наконец, сигнал с периодом 172 суток и амплитудой 1.3 м/с может быть связан со звездной активностью, а может отражать наличие планеты с минимальной массой 2.3 масс Земли. Чтобы определить природу 172-суточного сигнала, нужны дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2402.00923.pdf

 

 

3 февраля 2024
Обнаружены еще две планеты в системе HD 134606
прямая ссылка на эту новость

Метод лучевых скоростей остается наиболее универсальным методом, позволяющим открывать экзопланеты как на тесных, так и на широких орбитах. Наблюдательные программы, длящиеся свыше двух десятилетий, способны обнаруживать у других звезд аналоги Юпитера и Сатурна, а с помощью высокоточных спектрографов возможно регистрировать планеты малых масс с небольшими орбитальными периодами. Нередко строение планетной системы проявляется постепенно с течением времени, как выступает остров из тумана – сначала у звезды обнаруживаются самые заметные планеты, а затем, с накоплением новых данных, и остальные, более трудные для обнаружения.

Именно такая ситуация сложилась с планетной системой HD 134606. Первые три планеты в ней были представлены в 2011 году. Они были открыты в рамках интенсивных наблюдений 376 солнцеподобных звезд на спектрографе HARPS, самом точным на тот момент. Исследователи получили 113 измерений лучевой скорости HD 134606 на протяжении 2548 суток (7 лет). По описанию первооткрывателей, система включала в себя мини-нептун минимальной массой ~9.3 масс Земли с орбитальным периодом 12.08 суток, еще один мини-нептун минимальной массой ~12.1 масс Земли с орбитальным периодом 59.5 суток и легкий газовый гигант массой 0.12 масс Юпитера с орбитальным периодом 459 ± 8 суток. Все планеты отличались орбитами с высоким эксцентриситетом, от 0.15 до 0.46.

После публикации 2011 года наблюдения за звездой HD 134606 были продолжены. К маю 2017 года количество измерений выросло до 219, а полное время наблюдений – до 4677 суток (~12.8 лет). 2 февраля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще двух планет в этой системе. Также авторы существенно пересмотрели параметры внешней планеты, орбитальный период которой оказался в 2 раза больше, чем считалось ранее, а эксцентриситет, наоборот, сильно уменьшился.

По последним данным, система HD 134606 теперь выглядит так.
Самой внутренней является новая суперземля HD 134606 e с орбитальным периодом 4.320 суток и минимальной массой 2.34 ± 0.35 масс Земли. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0527 ± 0.0012 а.е., эксцентриситет орбиты определен с большой погрешностью в 0.20 ± 0.14.

Второй идет мини-нептун HD 134606 b, чью минимальную массу уточнили до 9.09 ± 0.64 масс Земли. Эксцентриситет орбиты планеты b «уменьшился» с 0.15 ± 0.10 до 0.092 ± 0.054, при этом орбитальный период практически не изменился.

Третья планета тоже новая – это HD 134606 f, чья орбита пролегает между орбитами планет b и c. Минимальная масса третьей планеты оценивается в 5.63 ± 0.72 масс Земли – это или суперземля, или (что вероятнее) мини-нептун. Планета f вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.08 ± 0.10) на среднем расстоянии 0.1784 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 26.915 суток.

Четвертая планета – уже известный мини-нептун HD 134606 c. Его минимальная масса слегка «уменьшилась» до 11.3 ± 1.0 масс Земли, орбитальный период уточнили с 59.5 до 58.88 ± 0.04 суток. Эксцентриситет орбиты планеты с уменьшился с 0.29 ± 0.20 до 0.055 ± 0.06!

Но самые драматические изменения произошли с внешней, теперь уже пятой планетой HD 134606 d. Как оказалось, ее истинный орбитальный период примерно вдвое превышает первоначально определенный и составляет 966.5 ± 7 суток. Соответственно выросла и большая полуось орбиты, теперь она оценивается в 1.94 ± 0.05 а.е. Орбитальный эксцентриситет уменьшился с 0.46 ± 0.09 до 0.092 ± 0.045. Минимальная масса HD 134606 d теперь составляет 44.8 ± 2.9 масс Земли.

Это не первый случай в истории экзопланетных исследований, когда то, что выглядело планетой на эксцентричной орбите, после получения новых данных оказывалось двумя (или больше) планетами на близких к круговым орбитах.

Помимо колебаний, вызванных всеми пятью планетами, лучевая скорость HD 134606 демонстрирует дополнительный линейный дрейф -0.0034 ± 0.0002 м/с в сутки. Это означает, что в системе есть как минимум еще одна планета или коричневый карлик на широкой орбите. Также дополнительные легкие планеты могут скрываться в обширном промежутке между орбитами планет c и d.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.17415.pdf

 

 

1 февраля 2024
Плотный и рыхлый: два мини-нептуна у оранжевого карлика TOI-815
прямая ссылка на эту новость

Наблюдения за многопланетными системами показывают, что обычно соседние планеты имеют близкие размеры. Эту закономерность называют “peas in the pod” – «горошины в стручке». Однако внешне похожие планеты, вращающиеся вокруг одной звезды, могут резко отличаться по своей физической природе. Именно это продемонстрировала планетная система TOI-815, статья о которой была опубликована в Архиве электронных препринтов 30 января 2024 года.

TOI-815 – молодой оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 59.44 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.770 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость в 3.35 раз меньше солнечной. Наличие лития в спектрах и быстрое вращение говорят о молодости этой звезды, чей возраст составляет 200 +600/-200 млн. лет (по другим данным – 660 ± 150 млн. лет).

TOI-815 попала на 9, 36 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 11.197 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.94 ± 0.05 радиусов Земли. Кроме того, исследователи дополнительно обнаружили на кривой блеска единственное транзитное событие, говорящее о наличии у звезды TOI-815 второй транзитной планеты радиусом 2.62 ± 0.10 радиусов Земли, чей орбитальный период оставался неизвестным.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации, включающую наблюдения транзитов наземными телескопами метрового класса и получение снимков окрестностей звезды с высоким угловым разрешением. Чтобы окончательно подтвердить планетную природу обоих кандидатов и измерить их массу, авторы получили 34 измерения лучевой скорости звезды с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO.

Масса внутренней планеты b оказалась равной 7.6 ± 1.5 масс Земли, что при радиусе 2.94 ± 0.05 радиусов Земли дает среднюю плотность 1.64 ± 0.33 г/куб.см – перед нами типичный мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0903 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура оценивается в 686 ± 14 К.

Гораздо больше удивила исследователей вторая планета. Ее масса достигает 23.5 ± 2.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.2 ± 1.1 г/куб.см! Планета, по размерам попадающая в размерный класс мини-нептунов, оказалась массивной суперземлей. TOI-815 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.193 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 34.976 суток, ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура 469 ± 9 К).


Планеты системы TOI-815 (подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг FGK звезд. Планеты с инсоляцией больше 30 земной показаны серыми кружками, планеты с инсоляцией меньше 30 земной – красными треугольниками. Зелеными звездами представлены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

TOI-815 c является самым плотным мини-нептуном (планетой с радиусом 2-4 радиусов Земли) из известных на данный момент. По расчетам авторов, средняя плотность TOI-815 c соответствует планете с ядром железокаменного состава массой 90% и водяной мантией массой 10% в отсутствии водорода и гелия. Если же ядро не содержит воды, масса водородной атмосферы составит 0.03-0.93% полной массы планеты. Планета слишком массивна, чтобы потерять первичную атмосферу путем фотоиспарения, возможно, она является результатом катастрофического столкновения двух нептунов, во время которого большая часть их водородных атмосфер рассеялась в пространстве.

Интересно, что ось вращения звезды наклонена к лучу зрения на 32 +15/-23°. Это означает, что мы видим звезду примерно со стороны полюса. Из того факта, что планеты системы TOI-815 являются транзитными, следует, что плоскость их орбит резко наклонена к звездному экватору. Будущие наблюдения эффекта Мак-Лафлина должны подтвердить этот вывод.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.15709.pdf

 

 

26 января 2024
Измерена масса мини-нептуна K2-167 b (HD 212657 b)
прямая ссылка на эту новость

Мини-нептун K2-167 b был представлен в феврале 2018 года, когда команда «Кеплера» подводила итоги первых 10 наблюдательных кампаний расширенной миссии K2. На тот момент радиус планеты оценили в 2.82 +0.52/-0.45 радиусов Земли, орбитальный период составил 9.978 суток. Такая большая погрешность в значении радиуса была вызвана неопределенностью в значении радиуса родительской звезды, уже сошедшей с главной последовательности и начавшей расширяться.

Яркость звезды облегчила дальнейшие наблюдения. Было получено 76 измерений ее лучевой скорости на спектрографе HARPS-N. Также HD 212657 попала на 2 и 28 сектора TESS, что позволило уточнить орбитальный период планеты. 24 января 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная уточнению свойств системы и измерению массы мини-нептуна K2-167 b.

Авторы проанализировали проявления активности звезды с помощью алгоритма CALM. Это позволило учесть вклад звездной активности в колебания лучевой скорости. Масса планеты составила 6.3 ± 1.4 масс Земли. Радиус планеты также существенно уточнили, он оказался равным 2.33 ± 0.19 радиусов Земли. Неожиданно большим вышел эксцентриситет орбиты K2-167 b – 0.30 +0.16/-0.19 (впрочем, неопределенности так велики, что в дальнейшем он может и «уменьшиться»).


Планета K2-167 b (показана фиолетовым цветом и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Чем точнее определены параметры планеты, тем более темно-серым цветом она показана. Для сравнения синими точками представлены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

На диаграмме Масса-Радиус K2-167 b лежит на линии воды. Скорее всего, планета имеет железокаменное ядро, окруженное водной мантией и водородной атмосферой, но массовые отношения между этими компонентами остаются неизвестными. Из-за большого размера диска родительской звезды планета имеет низкое значение метрики трансмиссионного спектра, поэтому определение состава ее атмосферы может затянуться. При этом быстрое вращение звезды благоприятствует измерению наклонения орбиты планеты к экватору звезды путем наблюдения эффекта Мак-Лафлина, амплитуда которого может достигать 20 м/с.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.12276.pdf

 

 

24 января 2024
TOI-2266 b: суперземля в долине радиусов
прямая ссылка на эту новость

Как известно с 2017 года, распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: между суперземлями с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептунами с радиусами больше 2 радиусов Земли лежит глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Позже выяснилось, что положение зазора Фултона зависит от спектрального класса родительских звезд – у красных карликов он занимает интервал 1.4-1.7 радиусов Земли, а у солнцеподобных звезд – 1.7-2.0 радиусов Земли. Редкие планеты с радиусами, попадающими в «долину», представляют особый интерес как объекты промежуточного типа.

23 января 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию планеты у красного карлика, попадающую в середину зазора Фултона. К сожалению, из-за тусклости родительской звезды измерить массу планеты не удалось, но она прошла валидацию (статистическое подтверждение). В будущем планета станет важной целью исследований.

TOI-2266 – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 51.72 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.23 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.24 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 176 раз меньше солнечной. Возраст звезды толком не определен, известно только, что он больше 300 млн. лет.

TOI-2266 попала на 24, 25, 51 и 52 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.32632 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.54 ± 0.09 радиусов Земли. Авторы последовательно исключили астрофизические явления, способные имитировать транзитный сигнал, кроме одного – возможно, планета вращается вокруг одного из компонентов широкой пары из двух одинаковых красных карликов, в этом случае ее радиус составит 2 радиуса Земли. Но и в этом случае в ее планетной природе нет сомнений. TOI-2266 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.020 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура оценивается в 550 ± 47 К.


Планета TOI-2266 b (показана вертикальной черной линией с серой полосой, соответствующей погрешностям в определении радиуса, и подписана) на плоскости «Радиус – Средняя плотность» на фоне других планет у красных карликов с орбитальными периодами короче 32 суток. Розовым, голубым и светло-желтым цветом показаны области суперземель, супер-Ганимедов (океанид) и мини-нептунов, соответственно.

Масса TOI-2266 b остается неизвестной, поэтому на диаграмме «Радиус – Средняя плотность» планета представлена вертикальной полосой. По аналогии с другими планетами можно предположить, что TOI-2266 b является планетой переходного типа между суперземлями и океанидами. Возможно, она окружена атмосферой из водяного пара, который с глубиной переходит в закритический флюид.

Авторы оценили возможность измерить массу TOI-2266 b методом лучевых скоростей. В зависимости от своего состава планета может наводить на звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой от 1.9 до 8.3 м/с. Эти колебания возможно обнаружить с помощью инфракрасных спектрографов MAROON-X и KPF, однако потребуется много измерений, чтобы отделить влияние звездной активности от колебаний, вызванных транзитной планетой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.11879.pdf

 

 

23 января 2024
У красного карлика Wolf 327 открыли суперземлю на 13.7-часовой орбите
прямая ссылка на эту новость

Планетами с ультракороткими периодами принято называть планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. В подавляющем большинстве планеты этого типа имеют небольшие размеры (их радиусы меньше 2 радиусов Земли) и высокую среднюю плотность, соответствующую железокаменному составу. Распространенность планет с ультракороткими периодами растет с уменьшением массы родительских звезд: если у F-звезд она оценивается в 0.15 ± 0.05%, у G-звезд – в 0.51 ± 0.07%, то у M-звезд она достигает 1.1 ± 0.4%. Их происхождение не до конца понятно – по всей видимости, они не могли образоваться на месте и мигрировали к звезде с более широких орбит.

23 января в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию суперземли с ультракоротким периодом Wolf 327 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.

Wolf 327 (TOI-5747) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 28.56 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.405 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.406 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в 42.6 раза меньше солнечной. Судя по медленному вращению и низкому уровню активности Wolf 327 отличается зрелым возрастом 4.1 +3.2/-2.4 млрд. лет.

Планета Wolf 327 b делает один оборот вокруг своей звезды всего за 13.7 часов! Масса планеты составляет 2.53 ± 0.46 масс Земли, радиус – 1.24 ± 0.06 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 7.24 ± 1.66 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Эта горячая суперземля вращается на расстоянии всего 5.3 звездных радиусов, эффективная температура планеты (в предположении альбедо, равному 0.3) достигает 996 ± 22 К.


Планета Wolf 327 b (показана красной звездой с черными барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой. Оранжевым цветом показаны планеты у красных карликов с орбитальным периодом больше 1 суток, красным цветом – планеты у красных карликов с периодами меньше 1 суток. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (чисто железных, земного состава, чисто каменных).

Wolf 327 b будет прекрасной целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST. При этом ожидается, что плотной атмосферы у этой планеты нет, а неплотная может состоять из тяжелых (вулканических) газов.

Помимо колебаний, вызванных планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф -0.22 ± 0.05 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.12150.pdf

 

 

18 января 2024
Еще девять горячих юпитеров от TESS
прямая ссылка на эту новость

Открытия горячих юпитеров давно стали рутиной. Планеты этого типа хоть и редки (их распространенность у солнцеподобных звезд оценивается в 0.5-1%), но обнаруживаются легче всего. К настоящему моменту в каталоги занесено более пятисот горячих гигантов. При всем кажущемся сходстве эти планеты значительно различаются между собой массой, средней плотностью, эффективной температурой, альбедо, наклонением плоскости орбиты к экватору звезды и механизмом миграции к родительской звезде.

12 января 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще девяти горячих юпитеров, преимущественно у солнцеподобных звезд. Все новые планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов TRES, CHIRON и NEID.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Масса, масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Светимость, светимостей Солнца
Металличность [Fe/H]
Возраст, млрд. лет
176.8 ± 1.4
0.99 ± 0.06
1.04 ± 0.03
0.804 ± 0.03
0.40 ± 0.08
8.2 +3.5/-4.0
235.4 ± 1.9
0.96 ± 0.05
0.93 ± 0.03
0.79 ± 0.04
0.07 ± 0.12
4.0 +4.0/-2.7
210.0 ± 1.2
0.90 ± 0.05
0.85 ± 0.03
0.53 +0.10/-0.07
0.10 ± 0.18
4.2 +5.1/-3.0
284.8 ± 3.3
1.04 ± 0.08
1.55 ± 0.07
2.54 ± 0.16
-0.10 ± 0.06
8.1 ± 2.4
412 ± 4
1.14 ± 0.09
1.50 ± 0.06
2.62 ± 0.09
0.02 ± 0.09
5.7 +2.3/-1.8
605 ± 9
1.21 ± 0.07
1.32 ± 0.05
2.17 ± 0.08
0.18 ± 0.10
3.1 ± 1.9
419 ± 3.5
1.57 ± 0.07
1.605 ± 0.05
5.2 ± 0.5
0.32 ± 0.13
0.40 +0.53/-0.28
609 ± 9
1.39 ± 0.07
1.785 ± 0.07
5.2 ± 0.5
-0.10 ± 0.11
2.4 ± 0.7
587 ± 18
1.48 +0.08/-0.14
2.19 ± 0.12
6.55 ± 0.55
0.03 ± 0.13
2.4 +1.1/-0.5

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Орбитальный период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
TOI-1855 b
1.36415
0.0240 ± 0.0005
0.03 ± 0.04
1.13 ± 0.10
1.65 +0.52/-0.37*
0.31 +0.37/-0.18
1701 ± 20
TOI-2107 b
2.45455
0.0352 ± 0.0006
0.03 ± 0.04
0.83 ± 0.11
1.21 ± 0.04
0.58 ± 0.09
1397 ± 20
TOI-2368 b
5.17501
0.0565 ± 0.001
0.06 ± 0.07
0.65 ± 0.18
0.97 ± 0.04
0.88 ± 0.27
1000 ± 44
TOI-3321 b
3.65251
0.047 ± 0.001
0.05 ± 0.06
0.554 ± 0.08
1.39 ± 0.07
0.26 ± 0.05
1616 ± 29
TOI-3894 b
4.33454
0.0543 ± 0.0014
0.05 ± 0.05
0.85 ± 0.15
1.36 ± 0.05
0.42 ± 0.09
1519 ± 22
TOI-3919 b
7.43323
0.0795 ± 0.0016
0.26 ± 0.04
3.88 ± 0.23
1.10 ± 0.05
3.6 ± 0.6
1198 ± 15
TOI-4153 b
4.61741
0.0631 ± 0.001
0.04 ± 0.05
1.15 ± 0.18
1.44 ± 0.05
0.48 ± 0.09
1669 ± 39
TOI-5232 b
4.09667
0.0559 ± 0.001
0.035 ± 0.034
2.34 ± 0.16
1.14 ± 0.05
1.96 ± 0.28
1772 ± 45
TOI-5301 b
5.85886
0.0726 ± 0.0024
0.33 ± 0.11
3.65 ± 0.39
1.18 ± 0.08
2.8 ± 0.8
1655 ± 39

*Транзит планеты вляется скользящим.

Большинство новых планет находятся на близких к круговым орбитах, их эксцентриситеты совместимы с нулем. Однако у TOI-3919 b и TOI-5301 b эксцентриситеты достаточно велики, что говорит о том, что они находятся на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции. Миграция остальных семи планет уже завершилась – их орбиты скруглены приливными силами.


Новые планеты (показаны синим цветом) на диаграмме «Большая полуось орбиты – Эксцентриситет» на фоне других планет-гигантов массами 0.25-13 масс Юпитера, обнаруженных TESS. Закрашенные обрасти показывают: желтая – область параметров, при которых планеты сталкиваются со звездой размером с Солнце; бежевая – область параметров, где планеты испытывают приливное разрушение со стороны звезды солнечной массы; розовая – область, где находятся планеты на том или ином этапе высокоэксцентричной миграции; белая – где находятся планеты, претерпевшие планет-планетное рассеяние. Зеленая стрелка показывает перемещение планет при миграции за счет взаимодействия с протопланетным диском.

Опубликованная работа открывает собой серию статей, посвященных амбициозной цели – обнаружению всех транзитных горячих юпитеров у звезд ярче 12.5 звездной величины. По оценкам авторов, к настоящему моменту обнаружено около 60% этой выборки.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.05923.pdf

 

 

13 января 2024
У молодой звезды TOI-1726 (HD 63433) обнаружена третья планета
прямая ссылка на эту новость

Эволюция планетных систем наиболее бурно протекает в первые сотни миллионов лет после формирования. Планеты могут испытывать эпизоды планет-планетного рассеяния и даже сталкиваться между собой, они могут терять первичные атмосферы благодаря фотоиспарению и/или мигрировать к звезде или от нее. Поэтому так важно изучение систем молодого (и притом хорошо определенного) возраста.

К сожалению, поиск молодых планет транзитным методом и методом лучевых скоростей (самыми успешными и плодотворными методами) сильно затруднен из-за быстрого вращения и высокого уровня активности молодых звезд. К настоящему моменту известно всего около 50 планет моложе 500 млн. лет. Еще меньше молодых планет, входящих в состав многопланетных систем, поэтому каждая такая система привлекает повышенный интерес.

11 января 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей, самой внутренней планеты у молодой звезды TOI-1726 (HD 63433). HD 63433 является частью звездного потока Большой Медведицы, благодаря чему ее возраст определен с высокой точностью как 414 ± 23 млн. лет. В 2020 году у этой звезды были обнаружены две транзитные планеты с периодами 7.108 и 20.544 суток и радиусами 2.11 и 2.52 радиусов Земли, соответственно. Система прошла валидацию, массы планет были и остаются неизвестными.

Как и остальные две планеты, HD 63433 d была обнаружена TESS. Открытие стало возможным благодаря накоплению статистики – мелкий транзит небольшой планеты проявился на периодограмме, когда были обработаны данные 20 и 44-47 секторов. Радиус планеты d составляет 1.07 ± 0.05 радиусов Земли, орбитальный период – 4.209 суток. Она вращается на расстоянии 11.9 ± 0.4 звездных радиусов и сильно нагрета (эффективная температура 1040 ± 40 К в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону). Планета приливно захвачена и повернута к своей звезде только одной стороной, поэтому в отсутствие атмосферы и при нулевом альбедо ее дневное полушарие нагреется до ~1530 K.

Планеты системы
HD 63433 (показаны пятиконечными звездами) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Голубыми пятиугольниками показаны планеты с возрастом меньше 500 млн. лет.

Система HD 63433 перспективна для дальнейшего изучения, потому что она близка к Солнцу (22.3 пк), это вторая по удаленности молодая система после AU Mic. Возможно, удастся пронаблюдать потерю планетами первичных атмосфер и образование вторичных атмосфер благодаря дегазации недр – эти процессы должны идти системах возрастом около 500 млн. лет особенно активно.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.04785.pdf

 

 

12 января 2024
Измерены массы трех долгопериодических планет «Кеплера», еще одна планета открыта
прямая ссылка на эту новость

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет имеют короткие орбитальные периоды и сильно нагрето. Однако «Кеплер» в рамках основной миссии обнаружил более сотни умеренно нагретых транзитных кандидатов с орбитальными периодами 100-400 суток, в основном размерного класса гигантов. Многие из них уже прошли процедуру валидации (статистического подтверждения). Чтобы измерять массы транзитных кандидатов и тем самым окончательно подтверждать их планетную природу, был организован обзор GOTEM (Giant Outer Transiting Exoplanet Mass). В рамках этого обзора массы планет измерялись методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES, а иногда и некоторых других (NEID и Levy).

9 января 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерениям масс транзитных кандидатов в 11 системах – 10 системах «Кеплера» и TOI-2180. Два кандидата при этом оказались коричневым карликом и маломассивной звездой, на массы еще нескольких наложен верхний предел, а массы четырех планет удалось надежно измерить.

Двухпланетная система Kepler-111 была представлена в 2014 году. Она включала суперземлю Kepler-111 b радиусом 1.58 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.342 суток, и планету-гигант Kepler-111 c радиусом 0.63 ± 0.02 радиусов Юпитера с орбитальным периодом 224.778 суток. Измерения на HIRES позволили измерить массу Kepler-111 c, она оказалась равной 0.70 ± 0.14 масс Юпитера. Для своей массы эта планета выглядит необычно компактной: доля тяжелых элементов в ее составе достигает 60 ± 4%. Kepler-111 c вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.751 ± 0.016 а.е. и эксцентриситетом 0.176 ± 0.085, ее температурный режим оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 352 ± 6 К).

Двухпланетная система Kepler-553 прошла валидацию в 2016 году. Она включает горячий нептун Kepler-553 b радиусом 0.423 ± 0.016 радиусов Юпитера с орбитальным периодом 4.03 суток, и газовый гигант Kepler-553 c радиусом 1.03 ± 0.03 радиусов Юпитера и орбитальным периодом 328.24 суток. Масса внешней планеты Kepler-553 c достигает 6.70 ± 0.44 масс Юпитера, при этом масса нептуна Kepler-553 b не превышает 0.365 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты Kepler-553 c составляет 0.346 ± 0.024, а температурный режим меняется грубо от температурного режима Земли до температурного режима Марса (усредненная эффективная температура 251 ± 4 К). Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Планета Kepler-849 b прошла валидацию в 2016 году. Это газовый гигант радиусом 0.72 ± 0.03 радиусов Юпитера с орбитальным периодом 394.625 суток. Авторы получили 16 измерений лучевой скорости звезды Kepler-849 и оценили массу планеты в 0.94 ± 0.20 масс Юпитера. Это тоже хороший пример компактного газового гиганта, доля тяжелых элементов в его составе оценивается в 49 ± 4%. Орбита Kepler-849 b близка к круговой, среднее расстояние до звезды составляет 1.14 ± 0.03 а.е. Несмотря на широкую орбиту, из-за яркости родительской звезды температурный режим гиганта оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 363 ± 3 К).

В отличие от предыдущих планет, которые уже были известны ранее, четвертая планета представляется впервые. Авторы измеряли лучевую скорость звезды TOI-2180, рядом с которой в 2022 году была открыта транзитная планета-гигант TOI-2180 b с орбитальным периодом 260.8 суток. Кроме колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный линейный и квадратичный дрейф, говорящий о наличии в системе еще одного небесного тела. Продолжение наблюдений позволило определить орбитальный период внешней планеты в 1558 ± 68 суток, а ее минимальную массу в 3.94 ± 0.27 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты TOI-2180 c достигает 0.31 ± 0.03. Величина большой полуоси в статье не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 2.73 а.е. Таким образом, температурный режим TOI-2180 c будет меняться от температурного режима Марса до температурного режима Главного пояса астероидов.

Kepler-807 b и Kepler-456 b обе прошли валидацию, но измерение их массы преподнесло сюрприз. Масса Kepler-807 b оказалась равной 79.8 ± 3.4 масс Юпитера, а масса Kepler-456 b – даже 0.30 +0.04/-0.07 солнечных масс. Таким образом, первый кандидат оказался тяжелым коричневым карликом, а второй – красным карликом.

Массы планет Kepler-421 b, Kepler-952 b и Kepler-1513 b определить не удалось, для них были получены верхние пределы в 136, 350 и 106 масс Земли, соответственно.

Наконец, массу планеты Kepler-86 b (PH-2 b) удалось уточнить: ранее ее определяли как 0.34 ± 0.10 масс Юпитера, теперь, с учетом новых данных, в 0.274 ± 0.067 масс Юпитера.


Планеты, обсуждаемые в новом исследовании, на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» (слева) и «Масса – Радиус» (справа) на фоне известных экзопланет. Ромбами показаны планеты с измеренной массой, квадратами – планеты, на массы которых был наложен верхний предел.

Измерение масс долгопериодических транзитных планет-гигантов открывает новые перспективы в изучении средней (умеренно нагретой) части планетных систем. В частности, обращают на себя внимание компактные планеты-гиганты с высокой долей тяжелых элементов. Возможно, эти объекты образовались в результате катастрофических столкновений газовых гигантов, когда значительная часть водородно-гелиевой оболочки планет-прародителей рассеялась в пространстве.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.03021.pdf

 

 

4 января 2024
Горячий супермеркурий GJ 367 b оказался темным и лишенным плотной атмосферы
прямая ссылка на эту новость

Запуск космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) поставил на поток изучение атмосфер внесолнечных планет, причем не только горячих юпитеров, но и планет земного размера и даже меньше. Телескоп оснащен инструментами как для трансмиссионной, так и эмиссионной спектроскопии. Трансмиссионная спектроскопия позволяет просвечивать атмосферы планет в области терминатора, эмиссионная позволяет получать грубые спектры дневного полушария.

4 января 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям на JWST горячего супермеркурия GJ 367 b. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей в 2021 году. По последним данным, ее масса составляет 0.63 масс Земли, радиус 0.70 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 10.2 ± 1.3 г/куб.см. Как и Меркурий, GJ 367 b состоит преимущественно из железа. Планета делает один оборот вокруг своей звезды всего за 7.8 часов, ее эффективная температура достигает 1367 К (в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону).

JWST наблюдал звезду GJ 367 с помощью инфракрасного спектрографа MIRI на протяжении 12.7 часов, охватив 1.6 оборотов. В итоге была получена полная фазовая кривая с одним транзитом и двумя вторичными минимумами. Это позволило измерить температуру дневного полушария планеты и ее альбедо, а также обнаружить большой температурный контраст между дневным и ночным полушариями.


Эмиссионный спектр GJ 367 b (зависимость глубины вторичного минимума от длины волны). Черными точками с интервалами ошибок показаны данные MIRI. Цветными линиями показаны предсказания различных атмосферных моделей. Голубой линией показана модель углекислотной атмосферы с давлением 1 бар, оранжевой линией – модель паровой атмосферы с давлением 1 бар. Зеленой, красной и сиреневой линиями показаны модели атмосфер с давлением 0.1 бар, находящиеся в равновесии с океаном магмы различной степени окисления.

Температура дневного полушария GJ 367 b достигает 1728 ± 90 К, температура ночного полушария не превышает 847 К и совместима с нулем. Альбедо дневного полушария оценивается в 0.1. Все это говорит об отсутствии плотной атмосферы. Также зарегистрирован сдвиг момента транзита относительно середины интервала между двумя вторичными минимумами на 52 ± 13 секунд, что говорит о малом, но ненулевом эксцентриситете орбиты. Последнее не должно удивлять, потому что в этой системе известны еще две планеты, которые могут возмущать орбитальное движение GJ 367 b. Приливный разогрев может вносить дополнительный вклад в разогрев ее недр. Поскольку большинство силикатов плавится при температурах свыше 1500 К, большая часть дневного полушария GJ 367 b представляет собой сплошной лавовый океан.

Хотя формально из вида эмиссионного спектра нельзя исключить наличие атмосферы из водяного пара с давлением 1 бар или атмосферы, находящейся в равновесии с океаном магмы (74% CO, 19% CO2, 3.3% N2, 1.9% H2, 1.8% H2O) с давлением 1 бар, исключительно низкая эффективность теплопереноса на ночную сторону исключает любую плотную атмосферу. По расчетам авторов, давление на поверхности GJ 367 b не превышает ~0.5 бар.

Интересно, что эмиссионный спектр планеты содержит пик на 9 мкм, соответствующий яркостной температуре 2800 К. Природа этого пика не ясна. Авторы говорят или о возможной систематической погрешности, или о вулканических выбросах очень горячего оксида кремния SiO, у которого как раз есть полоса в этом диапазоне. Было бы интересно провести дополнительные наблюдения, чтобы прояснить этот вопрос.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2401.01400.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1 2023_2