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

23 января 2021
TOI-1259A b: газовый гигант в системе с белым карликом
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство звезд заканчивает свою эволюцию в виде белых карликов – маленьких сверхплотных объектов, лишенных внутренних источников энергии и медленно остывающих, своего рода звездных огарков. Атмосферы белых карликов состоят из водорода или гелия, реже – из более тяжелых элементов, таких, как углерод и кислород. Сильнейшая гравитация белых карликов приводит к тому, что более тяжелые элементы быстро тонут в атмосфере и не проявляют себя в спектре, а «наверху» (в фотосфере) оказывается самый легкий элемент из имеющихся в наличии. Тем не менее, атмосферы около 50% белых карликов загрязнены тяжелыми элементами. Ученые объясняют это выпадением на белый карлик астероидов и комет – остатков их планетных систем.

Обнаруживать планеты у белых карликов очень непросто. Из-за огромной силы тяжести линии в их спектрах оказываются сильно уширенными, что не позволяет измерять лучевые скорости со сколь-нибудь приемлемой точностью. Из-за малых размеров дисков белых карликов вероятность транзитной конфигурации для планет, вращающихся вокруг звезд этого типа, оказывается очень низкой. Исследователи возлагают большие надежды на астрометрию, но и она затруднена из-за крайней тусклости этих звездных огарков. Все это приводит к тому, что планет у белых карликов открыто очень мало.

Вместе с тем известно несколько систем, где планеты вращаются вокруг звезд главной последовательности, имеющих в компаньонах белый карлик. Одна из таких планет была представлена 11 января 2021 года: горячий гигант TOI-1259A b, вращающийся вокруг оранжевого карлика TOI-1259A, в свою очередь, входящего в состав широкой пары с белым карликом TOI-1259B. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE.

TOI-1259A – звезда главной последовательности спектрального класса K4 V, удаленная от нас на 118.1 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 0.74 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.71 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 23.5% от светимости Солнца. Возраст TOI-1259A составляет 4.8 ± 0.8 млрд. лет.

На расстоянии 13.9 угловых секунд (1648 а.е. в проекции на небесную сферу) находится белый карлик 1259B, находящийся примерно на том же расстоянии и имеющий близкое собственное движение. Вероятность случайного совпадения, при котором эти звезды физически не связаны друг с другом и сблизились временно, составляет всего 10-4. Масса карлика оценивается в 0.56 ± 0.02 солнечных масс, радиус – всего 0.013 солнечных. Исходя из эффективной температуры TOI-1259B (6300 ± 80 К) авторы оценили время остывания в 1.7-2 млрд. лет (это значит, что TOI-1259B стала белым карликом 1.7-2 млрд. лет назад, а до этого она прошла все стадии звездной эволюции от звезды позднего A или раннего F-класса). Оценки времени остывания TOI-1259B согласуются с полным возрастом системы.
Масса планеты TOI-1259A b оценивается в 0.44 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.02 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.51 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13 с достоверностью 99%) на среднем расстоянии 0.0407 ± 0.0011 а.е. (12.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.47798 земных суток. Из-за невысокой светимости звезды эффективная температура планеты оказывается умеренной по сравнению с большинством горячих юпитеров – 963 ± 21 К.

Из-за глубины транзита 2.7% планета станет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.02707.pdf

 

 

20 января 2021
NGTS-13 b: тяжелый горячий юпитер у звезды-субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Как формируются планеты-гиганты? Этот вопрос все еще далек от окончательного решения. Существуют две хорошо проработанные конкурирующие гипотезы – гравитационной неустойчивости в протопланетном диске и аккреции на ядро. Согласно первой гипотезе, в протяженном и массивном протопланетном диске возникает гравитационная неустойчивость, приводящая сначала к появлению плотных газовых сгущений, а затем к коллапсу этих сгущений в планеты. Согласно второй – в протопланетном диске из планетезималей и прочих твердых включений размерами от песчинки до валунов сначала образуется планетный эмбрион, который при достижении критической массы около 10 масс Земли начинает быстро аккрецировать газ. Обе гипотезы предсказывают, что планеты-гиганты образуются далеко от звезды, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Не исключено, что в природе реализуются оба сценария – наиболее массивные планеты с массой более ~4 масс Юпитера образуются преимущественно по первому механизму, а менее массивные – по второму. Поэтому обнаружение планет с массами, близкими к точке перехода, представляют особый интерес.

13 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивного горячего юпитера NGTS-13 b. Планета была открыта наземным транзитным обзором NGTS, прошла процедуру валидации (в том числе с помощью фотометрии TESS), затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE. Из-за большой массы планеты оказалось достаточно получить всего 13 замеров лучевой скорости родительской звезды.

NGTS-13 – звезда спектрального класса G2, удаленная от нас на 657 ± 15 пк. Она уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее свойства определены плохо, поскольку модели звездной эволюции дают для нее два различных (и притом примерно равновероятных) решения. Авторы статьи обошли эту проблему, объединив оба решения в одно, но с большими погрешностями.

Итак, масса звезды оценивается в 1.30 +0.11/-0.18 солнечных масс, радиус – в 1.79 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 3.3 ± 0.2 раза превышает солнечную. Возраст NGTS-13 составляет 4.2 +2.7/-1.6 млрд. лет.

При радиусе 1.14 ± 0.05 радиусов Юпитера масса гиганта NGTS-13 b достигает 4.84 ± 0.44 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 4.02 ± 0.55 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с небольшим, но отличном от нуля эксцентриситетом 0.086 ± 0.034, и делает один оборот за 4.119 земных суток. Эффективная температура гиганта достигает 1605 ± 30 К.


Планета NGTS-13 b (показана пятиконечной звездой) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «масса – средняя плотность» (справа) среди других транзитных экзопланет. Цвет планет отражает или их эффективную температуру (слева), или массу родительской звезды (справа).

Радиус планет-гигантов почти не зависит от их массы. При одной и той же массе радиусы планет могут отличаться более чем вдвое, а при одном и том же радиусе массы могут отличаться в 30 раз и более. Для сравнительно легких планет-гигантов больше всего на размеры планет влияет степень нагрева (наиболее горячие планеты оказываются сильнее всего «раздутыми»), но для более тяжелых планет из-за возросшей силы тяжести эта зависимость ослабевает. Примерное постоянство радиусов планет-гигантов и коричневых карликов приводит к тому, что с ростом массы их средние плотности возрастают вплоть до 200 г/куб.см при достижении предела Кумара, когда в недрах начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, и объект становится звездой.

Авторы отмечают, что не равный нулю эксцентриситет планеты может быть свидетельством ее высокоэксцентричной миграции, хотя не настаивают на этой версии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.04245.pdf

 

 

17 января 2021
Представлены пять новых горячих гигантов от миссии TESS
прямая ссылка на эту новость

До сих пор не ясно, как именно образуются горячие юпитеры. Большинство исследователей сходятся на том, что они формируются за снеговой линией протопланетных дисков – там, где из-за конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли, – а затем мигрируют внутрь системы. По одной из гипотез, такая миграция происходит благодаря спокойному взаимодействию с протопланетным диском – новорожденный гигант по спирали постепенно приближается к своей звезде. В этом случае его орбита остается близкой к круговой, а плоскость орбиты – мало наклоненной к звездному экватору. Согласно второй гипотезе, после взаимодействия с третьим телом (другой планетой или звездным компаньоном) гигант сначала переходит на резко эксцентричную орбиту, которая затем скругляется приливными силами. Получившийся таким образом горячий юпитер может оказаться на резко наклоненной, полярной и даже ретроградной орбите. Измерения эксцентриситетов и наклонов орбит ряда горячих гигантов свидетельствуют о том, что в природе реализуются оба сценария, но степень вклада каждого из них остается неизвестной. Чтобы определить, как часто реализуется тот или иной сценарий, необходимо измерять наклоны орбит и (для сравнительно долгопериодических планет с орбитальными периодами больше 5 суток) эксцентриситеты как можно большего количества горячих юпитеров.

7 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти горячих гигантов. Все они были обнаружены TESS, затем прошли стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было сделано методом лучевых скоростей.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние до Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Светимость, солнечных светимостей
Металличность [Fe/H]
Возраст, млрд. лет
177.4 ± 3.2
F7 V
1.31 ± 0.07
1.345 ± 0.046
2.5 +0.4/-0.3
0.26 ± 0.08
1.3 +1.6/-0.9
341.8 ± 3.9
F5 V
1.53 ± 0.07
2.08 ± 0.06
6.8 ± 0.5
0.07 ± 0.08
2.0 +0.6/-0.4
201.7 ± 1.2
F7 V
1.46 ± 0.08
1.925 ± 0.064
5.2 ± 0.5
0.12 ± 0.08
2.3 +0.7/-0.5
153.0 ± 1.1
G6 V
0.95 +0.06/-0.04
1.05 ± 0.03
0.97 ± 0.035
0.08 ± 0.07
9.2 +3.1/-3.9
339.2 ± 8.8
G0 V
1.52 ± 0.05*
2.19 ± 0.07
5.40 ± 0.35
0.33 ±0.07
2.64 ± 0.39*

*Есть и другое, менее вероятное решение для этой звезды с массой 1.34 ± 0.05 солнечных масс и возрастом 4.3 ± 0.5 млрд. лет.

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет орбиты
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
TOI-628 b
3.40957
0.0486 ± 0.0009
0.072 ±0.023
6.33 ± 0.3
1.06 ± 0.04
6.58 ± 0.75
1586 ± 52
TOI-640 b
5.00378
0.0661 ± 0.0011
0.05 ± 0.054
0.88 ± 0.16
1.77 ± 0.06
0.195 ± 0.04
1749 ± 30
TOI-1333 b
4.72022
0.0626 ± 0.0012
0.073 ± 0.092
2.37 ± 0.24
1.40 ± 0.055
1.08 ± 0.18
1679 ± 35
TOI-1478 b
10.18025
0.0903 ± 0.0018
0.025 ± 0.033
0.85 ± 0.05
1.06 ± 0.04
0.88 ± 0.13
918 ± 11
TOI-1601 b
5.33175
0.0687 ± 0.0008
0.036 ± 0.044
0.99 ± 0.11
1.24 ± 0.04
0.64 ± 0.10
1619 ± 24

Планета TOI-628 b единственная из всех представленных в статье находится на орбите с эксцентриситетом, достоверно отличным от нуля. Поскольку характерное время скругления ее орбиты оценивается в 3.3 млрд. лет, что больше возраста системы, этот эксцентриситет может быть свидетельством высокоэксцентричной миграции. Также обращает на себя внимание большая масса этой планеты, довольно редкая для горячих юпитеров.

Гигант TOI-640 b выделяется большой раздутостью, вызванной сильным нагревом и сравнительно небольшой массой, приводящей к невысокой силе тяжести. Большая шкала высот в атмосфере и яркость родительской звезды делают эту планету интересной целью для исследований методами трансмиссионной спектроскопии.

Планета TOI-1478 b отличается древним возрастом, достаточно большим орбитальным периодом (больше 10 суток) и умеренным нагревом (меньше 1000 К).

Авторы приходят к выводу, что благодаря своей фотометрической чувствительности и 27.4-суточному периоду наблюдений каждого сектора TESS может обеспечить почти полную выборку горячих гигантов у сравнительно ярких звезд (т.е. обнаружить почти все транзитные горячие гиганты в окрестностях Солнца).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01726.pdf

 

 

7 января 2021
Измерены массы планет в системе L 231-31 (TOI-270)
прямая ссылка на эту новость

Чтобы оценить химический состав и физическую природу внесолнечных планет, необходимо измерять их среднюю плотность, а значит – массу и радиус. Поэтому ученые стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Особый интерес представляют небольшие планеты – мини-нептуны и суперземли. Однако измерять их массы нелегко, поскольку они наводят на свои звезды колебания лучевой скорости с малой амплитудой. Чтобы определять массы небольших планет, необходимы самые точные современные спектрографы с инструментальной погрешностью менее 1 м/с.

6 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы трех планет в системе красного карлика L 231-31 (TOI-270). Система была представлена в марте 2019 года, она включает в себя три транзитные планеты с орбитальными периодами 3.36, 5.66 и 11.38 земных суток и радиусами (после уточнения) 1.15 ± 0.05, 2.33 ± 0.07 и 2.01 ± 0.07 радиусов Земли, соответственно. Из-за низкой светимости звезды эффективные температуры планет оказываются довольно умеренными – в предположении альбедо, равного 0.3, они оцениваются в 528 ± 13, 443 ± 11 и 351 ± 8 К.

Чтобы измерить массы планет, исследователи получили 26 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа ESPRESSO и 58 – с помощью HARPS. Массы планет оказались равными 1.58 ± 0.26, 6.14 ± 0.38 и 4.78 ± 0.46 масс Земли, соответственно. Средняя плотность внутренней планеты TOI-270 b (5.7 ± 1.2 г/куб.см) совместима с железокаменным составом, средние плотности внешних планет (2.68 ± 0.3 и 3.28 ± 0.45 г/куб.см) говорят о наличии или большого количества воды, или водородно-гелиевой атмосферы массой ~1% от полной массы планет.


Планеты системы TOI-270 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами. Для сравнения приведены также Земля и Венера. Сплошные цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто каменных и чисто железных планет, а также железокаменных планет смешанного состава (земного и 50:50). Пунктирными и точечными красными и сиреневыми линиями показаны аналогичные соотношения для планет земного состава с 1-2% водородной атмосферы при разных температурах.

Авторы исследования полагают, что все три планеты изначально имели примерно одинаковый состав, но внутренняя планета потеряла свою водородную атмосферу, а ее более массивным и удаленным от звезды соседкам удалось ее сохранить. Таким образом, планета b, с одной стороны, и планеты c и d, с другой, оказались по разные стороны зазора Фултона, разделяющего суперземли и мини-нептуны.

Авторы предложили формулу для вычисления зазора Фултона для планет с разными орбитальными периодами. По их расчетам, переход между мини-нептунами и суперземлями происходит при радиусе планеты R, для которого
lgR = m·lgP + a,
где m = -0.11 ± 0.07, a = 0.30 ± 0.05, R измеряются в радиусах Земли, а P – в сутках.
По этой формуле для планет с орбитальными периодами 1 суток зазор Фултона проходит через планеты с радиусом ~2 радиуса Земли, а для планет с орбитальными периодами 10 суток – ~1.5 радиусов Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01593.pdf

 

 

6 января 2021
NGTS-14A b: тяжелый нептун из пустыни горячих нептунов
прямая ссылка на эту новость

Хотя наземные транзитные обзоры в подавляющем большинстве случаев обнаруживают горячие юпитеры, иногда им удается находить планеты других типов. Так, 6 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию субсатурна NGTS-14A b – планеты, чьи масса и радиус являются промежуточными между массами и радиусами Сатурна и Нептуна.

Наземный транзитный обзор NGTS основан на фотометрических измерениях, снимаемых двенадцатью одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой 20 см. Наблюдательная стратегия NGTS оптимизирована под поиск короткопериодических планет у оранжевых карликов. Чувствительность телескопов такова, что возможно обнаруживать планеты с радиусами вплоть до радиуса Нептуна.

Фотометрический мониторинг звезды NGTS-14A велся с 21 апреля по 22 декабря 2016 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

NGTS-14A – звезда главной последовательности спектрального класса K1 V, удаленная от нас на 316.7 ± 4.8 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.035 солнечных масс, радиус – в 0.842 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 46% от светимости Солнца. Возраст звезды определен с большими погрешностями – 5.9 +3.0/-3.4 млрд. лет.

На расстоянии 3.59 угловых секунд от NGTS-14A (1137 ± 17 а.е.) расположен звездный компаньон спектрального класса M3 V. Звезды находятся примерно на одном расстоянии и имеют близкое собственное движение, так что, скорее всего, физически связаны и образуют широкую пару.

Масса планеты NGTS-14A b составляет 0.092 ± 0.012 масс Юпитера (29.2 ± 3.8 масс Земли), радиус – 0.444 ± 0.03 радиусов Юпитера (5.0 ± 0.3 радиусов Земли), что приводит к средней плотности 1.40 ± 0.33 г/куб.см. Это означает, что перед нами не легкий газовый гигант, а тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.040 ± 0.007 а.е., и делает один оборот за 3.5357 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) составляет 1143 ± 139К.

На плоскости «орбитальный период – радиус» NGTS-14A b попадает на окраину «пустыни горячих нептунов» – области, почти лишенной планет.


Планета NGTS-14A b (показана зеленым кружком) на плоскости «орбитальный период – радиус» среди других транзитных экзопланет. Оранжевыми точками показаны планеты с известными радиусами и массами, черными точками – планеты, для которых известен только радиус. Голубой и черной пунктирными линиями очерчена пустыня горячих нептунов по мнению разных авторов.

Поскольку средняя плотность NGTS-14A b ниже средней плотности планеты из воды той же массы, она должна быть окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой, чья протяженность может достигать 0.5-0.6 доли радиуса. Однако масса этой атмосферы сравнительно невелика – около 5% полной массы планеты. Массовая доля остальных оболочек (железного ядра, силикатной мантии, мантии из водяного льда) остается неизвестной – одной и той же средней плотности могут отвечать разные решения.


Планета NGTS-14A b (показана синим цветом) на плоскости «масса – радиус». Для сравнения показаны также Уран и Нептун. Пунктирной синей линией показано модельное соотношение масса-радиус для планет из воды, красной штрих-пунктирной линией – для планет, на 47.5% состоящих из железокаменного ядра, на 47.5% из воды и на 5% из водорода. Голубыми линиями показаны линии равной плотности 1 и 2 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01470.pdf

 

 

5 января 2021
Открыта пятая планета в системе HD 108236
прямая ссылка на эту новость

Изучение многопланетных систем представляет особый интерес для сравнительной планетологии, поскольку позволяет изучать и сравнивать между собой планеты, возникшие в одном протопланетном диске и вращающиеся вокруг одной и той же звезды. Так, сравнение средней плотности планет в зависимости от орбитального периода (а значит, и степени нагрева) помогает уточнить эволюцию атмосфер путем фотоиспарения наиболее летучих элементов (водорода и гелия). Кроме того, планеты в многопланетных системах часто связаны друг с другом орбитальными резонансами, что позволяет измерять массы планет методом тайминга транзитов.

5 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям с помощью спутника ChEOPS 4-планетной системы HD 108236 (TOI-1233). Авторы ставили перед собой скромную цель уточнить орбитальные периоды и размеры уже известных планет, однако неожиданно для себя обнаружили транзит еще одной, ранее неизвестной пятой планеты.

Звезда HD 108236 попала на 10 и 11 сектора TESS (наблюдения с 26 марта по 21 мая 2019 года). Анализ кривой блеска звезды привел к открытию четырех транзитных планет с орбитальными периодами 3.8, 6.2, 14.2 и 19.6 земных суток и радиусами 1.6, 2.1, 2.5 и 3.1 радиусов Земли, соответственно. Так как полное время наблюдений заняло меньше двух месяцев, орбитальные периоды планет были определены с невысокой точностью, приводящей к нарастающей неопределенности эфемерид будущих транзитов. Чтобы уменьшить эти неопределенности и уточнить радиусы планет, 10 марта, 28 и 30 апреля 2020 года авторы наблюдали HD 108236 с помощью ChEOPS (по 18.3, 18.6 и 17 часов). Поскольку эти наблюдения были проведены спустя год после TESS, орбитальные периоды известных планет удалось уточнить почти в 20 раз, и примерно вдвое уменьшить погрешности в определении радиусов планет.

И вот, изучая кривую блеска звезды в жидаемое время транзита планеты b, исследователи неожиданно обнаружили еще одно транзитное событие глубиной ~400 ppm, которое не соотносилось ни с одной из известных планет! Орбитальный период новой планеты ожидался близким к 29.5 суток. Авторы заново просмотрели кривую блеска, полученную TESS, и нашли на ней второе транзитное событие той же глубины и продолжительности, не замеченное ранее из-за своей малой глубины и частичного наложения на транзит планеты e. Это позволило точно определить период пятой планеты – 29.5412 ± 0.0004 суток. Ее радиус составил 2.02 ± 0.06 радиусов Земли.

Авторы изучили динамическую устойчивость системы как аналитическими методами, так и прямым численным моделированием движения планет на протяжении 10 млн. лет. Они нашли, что эксцентриситеты орбит планет не должны превышать 0.1, иначе система становится неустойчивой. Массы планет были оценены с помощью динамической модели и должны быть уточнены методом лучевых скоростей.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.00663.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