24 апреля 2025
Восемь новых горячих юпитеров от SuperWASP

Исключительная успешность космических транзитных миссий, таких, как «Кеплер» и TESS, затмила успехи наземных наблюдательных программ. А между тем наземными транзитными обзорами открыто свыше четырех сотен экзопланет, преимущественно горячих юпитеров. Конечно, горячим юпитером сегодня никого не удивить, но изучение планет этого типа все еще важно для статистики и общего понимания происхождения и эволюции планетных систем.

14 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию восьми новых транзитных горячих юпитеров. Все транзитные кандидаты были обнаружены наземным обзором SuperWASP, независимо наблюдались TESS и получили свой номер в каталоге TOI, а затем были окончательно подтверждены методом лучевых скоростей.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца*	Возраст, млрд. лет
WASP-116 (TOI-4672)	559 ± 16	1.25 ± 0.08	1.43 ± 0.06	2.80	1.7 ± 0.8
WASP-149 (TOI-6101)	211.7 ± 1.7	1.05 ± 0.06	1.08 ± 0.05	1.15	0.6 ± 0.3
WASP-154 (TOI-5288)	215.5 ± 2.0	0.80 ± 0.05	0.82 ± 0.05	0.32	–
WASP-155 (TOI-6135)	400 ± 5	1.09 ± 0.07	1.24 ± 0.06	1.42	1.7 ± 0.8
WASP-188 (TOI-5190)	675 ± 10	1.50 ± 0.09	1.83 ± 0.07	6.64	–
WASP-194 (HAT-P-71, TOI-3791)	477 ± 4	1.29 ± 0.08	1.41 ± 0.09	3.01	0.75 ± 0.55
WASP-195 (TOI-4056)	485 ± 5	1.30 ± 0.08	1.58 ± 0.07	3.53	0.6 ± 0.2
WASP-197 (TOI-5385)	484 ± 12	1.36 ± 0.08	2.11 ± 0.08	5.38	2.6 ± 1.5

*Светимость звезд оценена по формуле L = (T_star/5772 K)⁴·(R_star/R_sol)²

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
WASP-116 b	6.61320	0.065 ± 0.003	0.64 ± 0.14	1.22 ± 0.06	0.43 ± 0.12	1414 ± 70
WASP-149 b	1.33281	0.024 ± 0.001	0.99 ± 0.20	1.36 ± 0.06	0.49 ± 0.12	1855 ± 93
WASP-154 b	3.81168	0.044 ± 0.003	0.63 ± 0.13	0.96 ± 0.06	0.88 ± 0.25	994 ± 63
WASP-155 b	3.11041	0.043 ± 0.002	0.87 ± 0.18	1.20 ± 0.06	0.62 ± 0.17	1468 ± 76
WASP-188 b	5.74892	0.072 ± 0.003	1.44 ± 0.30	1.32 ± 0.05	0.78 ± 0.20	1666 ± 70
WASP-194 b	3.18339	0.047 ± 0.003	1.17 ± 0.27	1.38 ± 0.09	0.55 ± 0.18	1693 ± 122
WASP-195 b	5.05193	0.063 ± 0.003	0.104 ± 0.03	0.92 ± 0.05	0.16 ± 0.06	1522 ± 71
WASP-197 b	5.16723	0.065 ± 0.002	1.27 ± 0.25	1.29 ± 0.05	0.74 ± 0.18	1665 ± 67

Эксцентриситеты орбит всех новых планет близки к нулю.

Новые планеты (показаны красным и оранжевым цветом с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Средняя плотность» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Рыхлая WASP-195 b подписана, как и некоторые другие очень рыхлые планеты. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика.

Среди довольно типичных горячих юпитеров выделяется очень рыхлая планета WASP-195 b. Такие «очень воздушные» планеты образуют на диаграмме «Масса – Средняя плотность» отдельную ветвь. Авторы полагают, что раздутость WASP-195 b объясняется ее молодостью: в дальнейшем планета потеряет часть своей протяженной водородной атмосферы и уменьшится в размерах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.08091

 

 

22 апреля 2025
HD 119355 b: горячий мини-нептун у солнцеподобной звезды

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли, но у других звезд они встречаются очень часто. Часть планет этого размерного класса представляют собой железокаменные суперземли, часть – небольшие аналоги Урана и Нептуна, часть – планеты, состоящие примерно наполовину из горных пород и воды, есть и промежуточные варианты. Для определения физической природы планеты необходимо измерить и ее массу, и радиус, с этой целью исследователи стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

18 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна TOI-3493 b у яркой солнцеподобной звезды HD 119355. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

HD 119355 (TOI-3493) – звезда главной последовательности спектрального класса G1/G2, удаленная от нас на 96.76 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.23 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза больше светимости Солнца. Возраст звезды достигает 7.3 ± 1.7 млрд. лет.

HD 119355 попала на 37 и 64 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 8.15947 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.22 ± 0.08 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 83 измерения лучевой скорости HD 119355 с помощью спектрографа HARPS. Масса планеты оказалась равной 9.0 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.47 ± 0.23 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии ~0.08 а.е., его эффективная температура достигает 1102 ± 20 К.

Планета HD 119355 b (TOI-3493 b) (показана синей звездой с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цвет планет отражает эффективную температуру родительских звезд.

На диаграмме «Масса – Радиус» HD 119355 b лежит выше линии воды, это означает, что она окружена водородно-гелиевой атмосферой. Авторы предложили две возможные модели, описывающие состав этой планеты. Согласно первой, 99.7% массы приходится на ядро, где половина вещества имеет земной (железокаменный) состав, а половина является водой; оставшиеся 0.3% массы приходятся на водородно-гелиевую атмосферу. Согласно второй, воды в составе планеты нет: 98% массы приходится на железокаменное ядро и 2% – на водородно-гелиевую атмосферу. Выяснить, какая из моделей ближе к истине, можно будет по составу атмосферы планеты. Благодаря яркости родительской звезды HD 119355 b будет прекрасной целью для JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.12884

 

 

21 апреля 2025
Низкое альбедо исключает обитаемость мини-нептуна K2-18 b

Поступательное развитие наблюдательных инструментов вплотную подвело нас к возможности обнаруживать биомаркеры в атмосферах планет у других звезд. Особенно интригует обнаружение биомаркеров в атмосферах небольших планет, находящихся в обитаемой зоне своих звезд. Так, в атмосфере мини-нептуна K2-18 b с достоверностью 3 сигма был найден диметилфульфид, на Земле выделяемый морскими одноклеточными водорослями. Можно ли на этом основании считать, что мы обнаружили внеземную жизнь?

Мини-нептун K2-18 b массой 8.6 ± 1.4 масс Земли и радиусом 2.61 ± 0.09 радиусов Земли был открыт в 2015 году. Он вращается вокруг красного карлика K2-18 на среднем расстоянии 0.143 ± 0.006 а.е., его температурный режим близок к температурному режиму Земли (эффективная температура 265 ± 5 К). Умеренный нагрев планеты сразу привлек к ней большое внимание ученых. Трансмиссионный спектр K2-18 b, полученный на «Хаббле» и JWST, соответствовал безоблачной водородно-гелиевой атмосфере с примесью метана и углекислого газа. Также с невысокой достоверностью в спектре была обнаружена полоса диметилсульфида CH₃)₂S. Некоторые оптимистично настроенные исследователи сразу выдвинули гипотезу, что K2-18 b является гикеаном – планетой, на которой под водородной атмосферой плещется океан жидкой воды. А поскольку на Земле диметилсульфид производится морскими водорослями, то почему бы им не процветать в теплом океане K2-18 b?

Однако не все так просто. Дело в том, что молекулярный водород – сильный парниковый газ. Если водородная атмосфера слишком глубокая, парниковый эффект на поверхности приведет к сильному повышению температуры, все усиливающемуся испарению океана и катастрофическому разгону парникового эффекта. Жидкого океана в этом случае не будет – плотность водяного пара будет нарастать с глубиной, но из-за высокой температуры он не сконденсируется, оставаясь закритическим флюидом. Никакой жизни в таком «океане», конечно, быть не может. По расчетам исследователей, в водородной атмосфере для срыва климата в состояние духовки при давлении на поверхности 1 бар достаточно поглощенной энергии 435 Вт/кв.м, а при давлении 10 бар – 116 Вт/кв.м. При этом поток звездного излучения на орбите K2-18 b достигает 1368 Вт/кв.м. Это значит, что для существования жидкого океана у планеты должно быть очень высокое альбедо. Для водородной атмосферы с давлением у поверхности 1 бар альбедо должно превышать 0.68, а для атмосферы с давлением 10 бар – 0.92.

Альбедо K2-18 b пока неизвестно, но его можно оценить сверху. Трансмиссионный спектр планеты соответствует безоблачной верхней атмосфере, в противном случае наличие непрозрачной высотной дымки сделало бы этот спектр плоским (лишенным деталей). Исследователи представили модель, в которой рассматривался идеально отражающий слой облаков и слой чистого газа над ним. Однако даже прозрачный газ рассеивает звездный свет и поглощает его в спектральных полосах веществ, из которого состоит. Так, атмосфера K2-18 b поглощает излучение в полосах метана и углекислого газа. Даже если глубокий слой облаков идеально отражает свет, альбедо планеты окажется меньше 0.38. В более реальном случае оно составит 0.17-0.18.

А это означает, что на K2-18 b слишком жарко для существования жидкого водного океана. Планета поглощает слишком много звездного света. Тем более, что давление на дне атмосферы не может быть меньше 130 бар, вероятнее, что оно достигает 700 бар и может быть даже больше. Таким образом, на K2-18 b диметилсульфид (если его наличие подтвердится) имеет абиогенное происхождение.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.12030

 

 

17 апреля 2025
Измерены массы трех планет у близкого красного карлика GJ 1061

Метод лучевых скоростей позволяет измерять только минимальные массы планет m sin i, т.е. произведение физической массы планеты на синус наклона ее орбиты к лучу зрения. Если планета является транзитной (регулярно проходит по диску своей звезды), то наклонение i легко определить, а значит, и физическую массу тоже. Однако вероятность транзитной конфигурации невелика, поэтому для большинства планет, открытых методом лучевых скоростей, известны только минимальные массы.

В отдельных редких случаях физические массы планет все-таки можно определить. Если планет несколько, и они близки к орбитальному резонансу низкого порядка, их взаимное гравитационное влияние приведет к заметным возмущениям орбитального движения. Имея в своем распоряжении высокоточный спектрограф, эти возмущения можно зафиксировать. А поскольку силы взаимного притяжения планет зависят от их физических масс, а не минимальных, эти массы можно измерить.

16 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению физических масс и уточнению остальных параметров трех планет у близкого (3.67 пк) красного карлика GJ 1061.

Планетная система GJ 1061 была представлена в 2019 году. Она включала три планеты с орбитальными периодами 3.2, 6.7 и 13 суток и минимальными массами 1.4 ± 0.2, 1.75 ± 0.23 и 1.68 ± 0.25 масс Земли, соответственно. Орбита внешней планеты лежит в середине обитаемой зоны, что привлекло к ней повышенное внимание. Возраст системы превышает 7 млрд. лет, родительская звезда вращается вокруг своей оси очень медленно (примерно за 125 суток), ее активность мала.

Первооткрыватели измеряли лучевую скорость GJ 1061 с помощью спектрографа HARPS со средней погрешностью единичного измерения 1.41 м/с. Авторы новой статьи получили дополнительно 26 измерений с помощью спектрографа ESPRESSO со средней погрешностью 0.25(!) м/с. Всего было сделано 198 измерений лучевой скорости, общее время наблюдений превысило 20 лет. Чтобы измерить массы планет, исследователи воспользовались моделью интегрирования движения N тел, в которой планеты не просто движутся по своим кеплеровским орбитам, но и гравитационно взаимодействуют со звездой и друг с другом. Сравнив модельные данные о лучевой скорости звезды с измеренными, авторы существенно уточнили орбитальные периоды и оценили физические массы планет.

Масса GJ 1061 b оказалась равной 1.11 ± 0.12 масс Земли, ее орбита наклонена к лучу зрения на 65 ± 8°. Планета вращается по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0210 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.05 ± 0.04, и делает один оборот за 3.2075 ± 0.0001 суток.

Масса GJ 1061 c составила 1.81 ± 0.12 масс Земли, наклонение орбиты – 69 ± 7°. Планета вращается по круговой орбите (эксцентриситет 0.01 ± 0.01) на расстоянии 0.0342 ± 0.0010 а.е., ее орбитальный период – 6.6813 ± 0.0004 суток.

Наконец, масса потенциально обитаемой GJ 1061 d оценивается в 1.65 ± 0.16 масс Земли, наклонение 63 ± 9°. Эксцентриситет ее орбиты (0.03 ± 0.04) также невелик и совместим с нулем. Планета вращается на среднем расстоянии 0.054 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 13.066 ± 0.002 суток.

Предположив, что все планеты имеют железокаменный состав подобно Земле, исследователи оценили их радиусы в 1.04 ± 0.04, 1.22 ± 0.03 и 1.18 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы и нашли ее полностью устойчивой. GJ 1061 предстает перед нами плоской и динамически холодной, орбиты ее планет близки к круговым аналогично планетам Солнечной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.10926

 

 

14 апреля 2025
TOI-6478 b: транзитный мини-нептун с температурным режимом Марса

Вероятность транзитной конфигурации быстро уменьшается с ростом расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно растет количество относительно прохладных и даже холодных транзитных планет. Особенно интересно, если такие планеты вращаются вокруг красных карликов – небольшие размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубже, а трансмиссионные спектры – выразительнее. Такие планеты будут прекрасной целью для изучения свойств их атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

10 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна у красного карлика TOI-6478. Планета была обнаружена TESS, в дальнейшем она прошла валидацию, а на ее массу был наложен жесткий верхний предел. TOI-6478 b заинтересовала ученых своей низкой эффективной температурой, составляющей всего 204 ± 5 К.

TOI-6478 (LP 789-76B) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 38.6 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.230 ± 0.007 солнечных масс, радиус – в 0.234 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость примерно в 186 раз меньше светимости Солнца. Возраст звезды превышает 6-7 млрд. лет, она является частью толстого диска Галактики.

TOI-6478 входит в состав широкой пары. На расстоянии 22.9 угловых секунд (884 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон LP 789-76A спектрального класса M3 V. Звезды имеют общее собственное движение и почти наверняка физически связаны.

TOI-6478 попала на 8, 35 и 62 сектора TESS. На кривых блеска, полученных на 8 и 62 секторах, прорисовалось по одному транзитному событию примерно одинаковой глубины и продолжительности. Для определения точного периода транзитного кандидата был проведен ряд наземных наблюдений. В итоге орбитальный период кандидата оказался равным 34.005 суток. Глубина транзитов соответствовала планете радиусом 4.60 ± 0.24 радиусов Земли. TOI-6478 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.1136 ± 0.006 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Марса.

Чтобы определить массу планеты, авторы получили 9 измерений лучевой скорости ее родительской звезды с помощью инфракрасного спектрографа MAROON-X. Однако данных оказалось недостаточно. По расчетам исследователей, масса планеты не превышает 9.9 масс Земли, ее средняя плотность меньше 0.56 г/куб.см. Для точного определения массы необходимо сделать не меньше 60 измерений с помощью MAROON-X.

Планета TOI-6478 b (показана малиновым ромбом со стрелкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Для сравнения приведены также Земля, Уран и Нептун (показаны черными ромбами и подписаны).

Авторы оценили перспективы трансмиссионной спектроскопии TOI-6478 b с помощью JWST для двух возможных значений массы планеты – 9.9 и 5.3 масс Земли. В обоих случаях ожидаются выразительные трансмиссионные спектры с четкими полосами метана. Водяной пар должен конденсироваться в облака, поэтому он, скорее всего, не проявится в спектре. В общем, TOI-6478 b будет прекрасным образцом рыхлого холодного мини-нептуна.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.06848

 

 

11 апреля 2025
Открыты три суперземли у маломассивных красных карликов G 268-110, G 261–6 и G 192–15

Хорошо известно, что свойства планетных систем зависят от массы родительских звезд. Так, распространенность планет газовых гигантов уменьшается с уменьшением массы звезд, и у маломассивных красных карликов газовые гиганты почти не встречаются. Напротив, есть свидетельства того, что распространенность небольших планет – суперземель и аналогов Земли – увеличивается с уменьшением массы звезды. Чтобы детально разобраться в этом вопросе и получить общую картину распространенности планет разных типов, необходимо изучать планеты у звезд разных масс.

9 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная изучению распространенности планет у звезд с массами меньше 0.16 масс Солнца (спектральных классов M5 V и более поздних). Авторы сочли, что эта группа звезд получает незаслуженно мало внимания: «Кеплер» наблюдал преимущественно солнцеподобные звезды, а TESS и наземные наблюдательные программы, как правило, изучают звезды с массами больше 0.33 солнечных масс (спектрального класса M4 V и более ранних). За основу исследователи взяли данные о лучевых скоростях 15 поздних красных карликов, полученные спектрографом CARMENES с января 2016 года по февраль 2024 года. Были выбраны относительно спокойные звезды, чья видимая звездная величина в полосе J была меньше +10, а период вращения вокруг своей оси превышал 10 суток. К настоящему моменту у нескольких звезд из этого списка уже обнаружены планеты (например, у GJ 1002, YZ Ceti, звезды Тигардена и др.). В новой работе сообщается о четырех новых планетах у трех звезд и делаются первые оценки распространенности у поздних красных карликов небольших планет.

G 268-110 (GJ 1028) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 9.777 ± 0.004 пк. Его масса оценивается в 0.137 ± 0.009 солнечных масс, радиус и температура фотосферы, к сожалению, не сообщаются. Медленное вращение (один оборот звезда делает за 143 ± 14 суток) говорит о древнем возрасте, который, однако, остается плохо определенным.

Минимальная масса GJ 1028 b – 1.52 ± 0.25 масс Земли. Планета вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0128 ± 0.0003 а.е. и делает один оборот за 1.43263 ± 0.00008 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 534 ± 12 К, т.е. планета горячее Меркурия.

G 261–6 (GJ 1238) – красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный на 10.631 ± 0.002 пк. Масса звезды равна 0.118 ± 0.011 солнечных масс, период вращения – 114 ± 34 суток, что тоже говорит о древнем возрасте.

У звезды обнаружена суперземля GJ 1238 b с минимальной массой 1.37 ± 0.23 масс Земли и орбитальным периодом 5.454 ± 0.003 суток. Планета находится на круговой орбите радиусом 0.0297 ± 0.0009 а.е., ее эффективная температура оценивается всего в 322 ± 10 К (+49°С). GJ 1238 b располагается вблизи внутреннего края обитаемой зоны.

G 192–15 (GJ 3380) еще один красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный на 9.528 ± 0.003 пк. Его масса – 0.132 ± 0.009 солнечных масс, период вращения 105 ± 6 суток.

У GJ 3380 обнаружены две планеты. Внутренняя GJ 3380 b – планета земного типа с орбитальным периодом 2.2748 ± 0.0003 суток и минимальной массой 1.03 ± 0.18 масс Земли, вращающаяся на расстоянии 0.0172 ± 0.0004 а.е. Внешняя – нептун с минимальной массой 14.3 ± 1.6 масс Земли и орбитальным периодом 1219 ± 13 суток. В отличие от круговых орбит трех предыдущих планет орбита GJ 3380 c резко эксцентрична: ее большая полуось 1.14 ± 0.03 а.е., эксцентриситет достигает 0.68 ± 0.07. Эффективная температура планеты b оценивается в 454 ± 9 К, усредненная эффективная температура планеты c – 56 ± 1 К, т.е. у внутренней планеты температурный режим близок к температурному режиму Меркурия, а у планеты c – меняется от температурного режима Сатурна до температурного режима пояса Койпера.

Проанализировав эффективность обнаружения планет разных масс и орбитальным периодов у звезд выборки, авторы оценили распространенность планет массой от 0.5 до 10 масс Земли и с периодами от 1 до 100 суток. Из-за малой выборки (всего 15 звезд) вычисленные распространенности получены с большими статистическими погрешностями.

Таблица. Распространенность планет у звезд с массами меньше 0.16 масс Солнца

Минимальная масса планеты m sin i	Орбитальный период 1-10 суток	Орбитальный период 10-100 суток
0.5-3.0 масс Земли	0.88 +0.36/-0.28	0.92 +0.56/-0.39
3-10 масс Земли	0.11 +0.11/-0.06	0.06 +0.09/-0.04

Затем авторы сравнили свои результаты с аналогичными исследованиями распространенности небольших планет (с массами 1-10 масс Земли) у более массивных красных карликов. Как оказалось, различия существенные. Разные авторы дают разные оценки, но в целом количество легких планет у звезд с массами < 0.16 солнечных масс оказывается в 5-10 раза выше, чем у более массивных красных карликов. Возможно, часть этой разницы объясняется малой выборкой и большими статистическими погрешностями, но также возможно, что у маленьких звезд легкие планеты действительно встречаются гораздо чаще, чем у более крупных.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.03364

 

 

9 апреля 2025
GJ 410 b: мини-нептун у близкого красного карлика

Для поиска планет у ближайших к Солнцу звезд обычно используют метод лучевых скоростей. Вероятность транзитной конфигурации мала, и не стоит рассчитывать, что орбиты планет будут ориентированы удобным для нас образом. А поскольку большинство звезд в окрестностях Солнца – красные карлики, для измерения их лучевых скоростей обычно применяют высокоточные спектрографы ближнего инфракрасного диапазона, где яркость красных карликов максимальна.

7 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию мини-нептуна у близкого красного карлика GJ 410. Планета была открыта в рамках мониторинга 60 близких красных карликов, осуществляемого с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou.

GJ 410 (DS Leo, HD 95650) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 11.933 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.55 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.543 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 17.3 раза меньше солнечной. Возраст звезды составляет 480 ± 150 млн. лет (по другим оценкам – 890 ± 120 млн. лет).

Авторы получили 156 измерений лучевой скорости этой звезды с помощью SPIRou (средняя погрешность единичного измерения 2.3 м/с), а также воспользовались 103 архивными измерениями, полученными с помощью спектрографа видимого диапазона SOPHIE (средняя погрешность единичного измерения 2.4 м/с). После удаления из данных колебаний, вызванных активностью молодой звезды, авторы обнаружили на периодограмме четкий пик с периодом 6.020 ± 0.004 суток, не сопровождающийся никакими признаками звездной активности. Достоверность пика росла с ростом количества измерений. Исследователи пришли к выводу, что 6.02-суточное колебание вызывается планетой GJ 410 b с минимальной массой (m sin i) 8.4 ± 1.3 масс Земли, вращающейся вокруг GJ 410 по круговой орбите на расстоянии 0.0531 ± 0.0006 а.е. По всей видимости, это мини-нептун или нептун.

Кроме 6.02-суточных колебаний в данных найдены колебания с периодами 2.99 и 18.7 суток, природа которых остается неясной. Исследователи предполагают, что эти колебания тоже могут быть вызваны планетами, но для подтверждения этого предположения нужны дополнительные наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.03572

 

 

30 марта 2025
TOI-2005 b: эксцентричный горячий юпитер у яркой F-звезды

Большинство горячих юпитеров находится на круговых орбитах, потому что тесные орбиты быстро скругляются приливными силами. Однако время скругления орбит планет с орбитальными периодами больше 8-10 суток превышает возраст вселенной. Эксцентричная орбита может быть свидетельством того, что планета находится в процессе высокоэксцентричной миграции на пути превращения в «настоящий» горячий юпитер.

27 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная подтверждению эксцентричного горячего юпитера у яркой звезды TOI-2005 (TYC 7736-00803-1). Авторы провели процедуру валидации и измерили наклонение орбиты планеты к экватору звезды.

TOI-2005 – звезда главной последовательности раннего F класса, удаленная от нас на 328.7 ± 4.6 пк. Ее масса оценивается в 1.59 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 2.02 ± 0.15 солнечных радиусов, светимость в 9.2 ^+0.5/_-1.0 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.6 ± 0.1 млрд. лет.

TOI-2005 попала на 9-10, 36 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 17.306 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.07 ^+0.06/_-0.11 радиусов Юпитера, всего TESS зарегистрировала три транзитных события. Авторы провели стандартную процедуру валидации, включающую наблюдения транзитов наземными телескопами и съемку окрестностей звезды с высоким угловым разрешением.

Чтобы измерить массу планеты, они получили 46 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографов CHIRON, FEROS и MINERVA- Australis. Однако TOI-2005 – быстро вращающаяся звезда, ее проективная скорость вращения на экваторе достигает 111 ± 1 км/с (обычно она не превышает 2 км/с). Быстрое вращение смазало спектральные линии и не позволило точно измерять лучевую скорость: даже у точного спектрографа FEROS погрешность единичного измерения превышала 250 м/с. Поэтому массу планеты измерить не удалось, был получен верхний предел в 6.4 масс Юпитера.

Зато удалось измерить эксцентриситет орбиты и ее наклонение к оси вращения звезды. TOI-2005 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.16 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.60 ^+0.10/_-0.06. Плоскость орбиты наклонена к экватору звезды всего на 4.8 ± 2.5°. Если бы звезда жила неограниченно долго, орбита TOI-2005 b постепенно скруглилась бы приливными силами с итоговым радиусом 0.101 а.е., однако этот процесс занял бы ~100 млрд. лет. Гораздо раньше звезда покинет главную последовательность и начнет раздуваться, превращаясь в красный гигант, и в итоге поглотит TOI-2005 b.

Из-за высокого эксцентриситета эффективная температура гиганта меняется от 1217 К в апоцентре до 2171 К в перицентре. Планета будет интересной целью для изучения свойств атмосферы, претерпевающей регулярные нагрев и охлаждение.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.20069

 

 

27 марта 2025
Измерена яркостная температура суперземли TOI-1468 b

Фокус внимания научного сообщества постепенно смещается с открытия новых экзопланет к изучению уже известных. Особый интерес представляют небольшие каменистые планеты – суперземли и земли. С помощью трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии можно изучать атмосферы таких планет, измерять их альбедо и температуру дневного полушария. Важнейшей, но еще не достигнутой целью является подробное изучение атмосфер каменистых планет, находящихся в обитаемой зоне своих звезд, и поиск биомаркеров.

В настоящее время суперземли и земли возможно обнаруживать только у небольших звезд – красных карликов. Однако красные карлики отличаются от солнцеподобных звезд не только низкой светимостью. Тусклые маломассивные звезды миллиарды лет сохраняют высокий уровень активности, многие из них являются вспыхивающими. Частые вспышки и сильный звездный ветер буквально сдувают атмосферы близких планет. Моделирование эрозии планетных атмосфер показывает, что многие каменистые планеты на близких к звезде орбитах должны быть лишенными газовой оболочки аналогами Меркурия и Луны, даже если их массы превышают массу Земли. И действительно, измерение температуры дневного полушария некоторых суперземель показало, что они сильно нагреты – как почти черные безатмосферные тела. Хотя известны и обратные примеры – некоторые суперземли явно имеют атмосферу. В целом, условия выживания атмосфер планет красных карликов еще неизвестны, пока идет накопление наблюдательных данных.

26 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению температуры дневного полушария суперземли TOI-1468 b. Эту температуру можно оценить, измеряя глубину вторичного минимума, или затмения (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду).

Авторы наблюдали три вторичных минимума TOI-1468 b с помощью спектрометра среднего инфракрасного диапазона MIRI на борту JWST в фильтре F1500W, т.е. в лучах с длиной волны ~15 мкм. Наблюдения проводились 29 ноября и 1 декабря 2023 года, а также 17 января 2024 года, глубина вторичного минимума составила 239 ± 52 ppm, 341 ± 53 ppm и 357 ± 52 ppm, соответственно. Чтобы избежать возможных систематических ошибок, авторы обработали наблюдательные данные двумя алгоритмами, Eureca! и Frida. Среднее значение глубины вторичного минимума составило 311 ± 31 ppm, что соответствует усредненной температуре дневного полушария 1024 ± 78 К.

Много это или мало?

TOI-1468 b – суперземля массой 3.21 ± 0.24 масс Земли и радиусом 1.28 ± 0.04 радиусов Земли, вращающаяся вокруг красного карлика спектрального класса M3 V с орбитальным периодом 1.88 суток. Равновесная температура планеты в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону составляет 683 ± 32 К. Если предположить, что теплоперенос совершенно неэффективен, температура дневного полушария достигнет 874 ± 32 К. Но измеренная температура еще на ~150 K выше!

Отношение светимости планеты к светимости звезды fp/fs в миллионных долях (ppm) (показано черной (Eureca!) и малиновой (Frida) точками с барами ошибок) и его сравнение с предсказаниями различных атмосферных моделей. Серой пунктирной линией показана модель планеты без атмосферы с температурой 1024 ± 78 К, сплошными голубыми линиями – планеты без атмосферы с альбедо 0 и 0.1, пунктирными и штрихпунктирными цветными линиями – различные модели атмосферы с давлением 1 бар. Внизу светло-голубой областью с синей обводкой показана полоса пропускания фильтра F1500W.

Авторы предлагают две гипотезы, призванные объяснить высокую температуру планеты.
1. Планета TOI-1468 b имеет очень темную поверхность и лишена заметной атмосферы, при этом у нее есть дополнительный источник энергии, например, приливный разогрев или выделение джоулева тепла при орбитальном движении в сильном магнитном поле родительской звезды.
2. Планета окутана атмосферой, в которой есть слой с температурной инверсией (т.е. слой горячего газа). При наблюдениях в лучах с длиной волны 15 мкм мы видим этот горячий слой, при этом реальная температура поверхности ниже.

Авторы сравнили полученные данные с моделями и исключили атмосферу из углекислого газа, водяного пара или их смеси с давлением у поверхности 1 бар или выше. Однако более разреженная атмосфера возможна. В ней могут конденсироваться облака из хлорида или сульфида натрия (NaCl или Na₂S), и если они достаточно оптически плотные, при этом появляются и исчезают, это может объяснить вариации глубины вторичного минимума, которые зафиксировал MIRI.

Авторы планируют продолжить наблюдения TOI-1468 b в лучах с другой длиной волны, потому что сейчас эмиссионный спектр планеты измерен только в одной точке. Также будет полезным получить полную фазовую кривую (т.е. измерить полный блеск системы на протяжении полного орбитального периода), это позволит оценить температурный контраст между дневным и ночным полушариями TOI-1468 b, а значит – понять, какая из гипотез, объясняющих ее высокую температуру, ближе к истине.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.19772

 

 

23 марта 2025
Измерено альбедо очень теплого гиганта WASP-80 b

Измеряя глубину вторичного минимума (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду), можно измерить альбедо планеты и температуру ее дневного полушария. Альбедо измеряется в оптическом или ближнем инфракрасном диапазоне, где собственное излучение планеты мало. Температуру дневного полушария обычно измеряют, наблюдая вторичный минимум на более длинных волнах, где находится максимум теплового излучения планеты.

21 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе WASP-80 с помощью инструмента NIRISS на борту JWST. Наблюдения были проведены 26 октября 2023 года в лучах с длиной волны 0.68-2.83 мкм. Измеряя зависимость глубины вторичного минимума от длины волны, исследователи получили эмиссионный спектр планеты, измерили ее альбедо и температуру дневного полушария.

WASP-80 b была открыта в 2013 году. Это газовый гигант массой 0.54 ± 0.04 масс Юпитера и радиусом 1.00 ± 0.03 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг позднего оранжевого карлика с орбитальным периодом 3.068 суток. Из-за невысокой светимости родительской звезды его эффективная температура довольно умеренная – 825 ± 19 К. Более ранние наблюдения на «Хаббле» показали, что альбедо планеты не превышает 0.33. В 2023 году WASP-80 b наблюдали с помощью NIRCam на борту JWST, обнаружив в ее атмосфере метан и водяной пар.

Эмиссионный спектр WASP-80 b (зависимость глубины вторичного минимума от длины волны принимаемого излучения). Черными и синими точками с барами ошибок показаны измерения NIRISS, обработанные двумя алгоритмами, оранжевыми точками показаны измерения «Хаббла», розовыми точками – измерения NIRCam/JWST.

Усредненная по всему диапазону глубина вторичного минимума составляет 65 ⁺²⁸/_-35 ppm, что соответствует геометрическому альбедо 0.204 ^+0.051/_-0.056. Альбедо Бонда WASP-80 b авторы оценили в 0.148-0.383. Измеренная температура дневного полушария составила 811 ± 70 К, что говорит об очень эффективном теплопереносе на ночную сторону. По всей видимости, атмосфера планеты затянута дымкой, частицы которой могут состоять из сульфида натрия, хлорида калия, сульфида цинка или толинов, напоминающих толины из дымки Титана. Облака из силикатов магния исключены – они обычно заметны в атмосферах более горячих планет с эффективной температурой ~1500 K, к тому же яркие силикатные облака привели бы к более высокому альбедо, чем наблюдается у WASP-80 b.

В конце своей работы авторы обсуждают рассогласование между глубиной вторичного минимума в диапазоне 2.4-2.7 мкм, полученное NIRCam и NIRISS. Это рассогласование может объясняться неучтенными систематическими ошибками одного или другого прибора, а может – переменой погоды на WASP-80 b, из-за чего плотность дымки может меняться. Для решения этой загадки нужны дополнительные наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.15665

 

 

18 марта 2025
У красного карлика GJ 3998 обнаружена третья планета

В поисках планет у ближайших к Солнцу звезд основным методом остается метод лучевых скоростей. Хотя транзитным методом обнаружено в несколько раз больше планет, вероятность транзитной конфигурации мала, особенно для планет, находящихся в обитаемой зоне или еще дальше. С ростом количества измерений возможности метода лучевых скоростей расширяются, позволяя выявлять в уже известных системах новые планеты.

12 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию третьей планеты у красного карлика GJ 3998. Первые две планеты у этой звезды были представлены в 2016 году: методом лучевых скоростей были обнаружены суперземля с минимальной массой 2.5 масс Земли и орбитальным периодом 2.65 суток и мини-нептун с минимальной массой 6.3 масс Земли и орбитальным периодом 13.7 суток. Первооткрыватели обнаружили на периодограмме еще два пика с периодами ~30.7 и ~42 суток, однако решили, что они связаны с проявлениями звездной активности.

Авторы продолжили наблюдения за GJ 3998 на спектрографе HARPS-N, доведя количество высококачественных измерений лучевой скорости с 136 до 204, полное время наблюдений превысило 10 лет. Дополнительный анализ маркеров звездной активности показал, что период вращения звезды вокруг своей оси равен 30.2 ± 0.3 суток. Таким образом, 30.7-суточный сигнал действительно имеет не планетную природу. Однако колебание лучевой скорости с периодом около 41.8 суток оставалось когерентным, его достоверность росла с ростом количества измерений. В итоге исследователи пришли к выводу, что 41.8-суточное колебание вызывается планетой GJ 3998 d с минимальной массой 6.1 ± 1.0 масс Земли, вращающейся вокруг своей звезды на расстоянии 0.189 ± 0.06 а.е. Освещенность на орбите планеты d оценивается в 1.2 ^+0.3/_-0.2 освещенности на орбите Земли, другими словами, она находится в оптимистичной обитаемой зоне.

Орбиты всех трех планет в системе GJ 3998 близки к круговым (их эксцентриситеты неотличимы от нуля).

Конечно, крайне маловероятно, что GJ 3998 d является потенциально обитаемой. Скорее всего, это мини-нептун или даже нептун, окутанный протяженной водородно-гелиевой атмосферой, создающей мощный парниковый эффект. Однако открытие GJ 3998 d важно для уточнения статистики небольших планет в обитаемой зоне у близких звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.08405

 

 

16 марта 2025
У звезды Барнарда – четыре планеты!

Звезда Барнарда (GJ 699) – ближайшая к Солнцу одиночная звезда и четвертая звезда в списке ближайших (первые три – тройная система альфа Центавра). Это древний красный карлик массой 0.162 ± 0.007 солнечных масс и радиусом 0.197 ± 0.001 солнечных радиусов, ее светимость в 281 раз меньше солнечной.

Благодаря своей близости (1.828 пк) и низкому уровню активности звезда Барнарда привлекает пристальное внимание ученых, занимающихся поисками экзопланет. С середины 20 века у нее регулярно «открывают», а потом «закрывают» планеты. Самой известной является история «открытий» Питера ван де Кампа, с помощью астрометрии обнаружившего у GJ 699 три планеты-гиганта с орбитальными периодами 6.1, 12.4 и 24.8 лет, которые впоследствии не подтвердились. Позже у этой звезды находили суперземлю с периодом 233 суток, которая тоже не подтвердилась (колебания лучевой скорости звезды с этим периодом оказались вызваны ее собственной активностью).

После ввода в эксплуатацию самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO с внутренней (инструментальной) точностью 10 см/с в изучении звезды Барнарда наступила новая эра. С мая 2019 года по июль 2023 года с помощью этого спектрографа было получено 156 измерений лучевой скорости GJ 699 с погрешностью 10-16 см/с. Периодограмма показала наличие четырех колебаний, из которых наиболее достоверным выглядело одно – с периодом 3.15 суток. В октябре 2024 года было объявлено об открытии планеты b с минимальной массой 0.37 ± 0.05 масс Земли и температурным режимом Меркурия. Амплитуда колебаний лучевой скорости GJ 699, вызванных влиянием этой планеты, составила всего 55 ± 7 см/с, но его достоверность росла с ростом количества измерений.

12 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная независимым наблюдениям звезды Барнарда на спектрографе MAROON-X, установленном на телескопе Gemini-North. Авторы получили 112 измерений ее лучевой скорости со средней точностью 30 см/с. Новые данные подтвердили наличие планеты b и повысили достоверность кандидатов c и d. Объединив измерения MAROON-X с измерениями ESPRESSO, авторы пришли к выводу, что все четыре колебания достоверны и вызываются планетами с массами меньше массы Земли.

В настоящий момент система выглядит так.

Самой близкой к звезде Барнарда является планета GJ 699 d с орбитальным периодом 2.3402 ± 0.0003 суток и минимальной массой 0.263 ± 0.024 масс Земли (~2.5 масс Марса). Планета вращается на среднем расстоянии 0.0188 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура оценивается в 483 К.

Второй по удаленности является уже известная планета GJ 699 b, чей орбитальный период уточнили до 3.1542 ± 0.0004 суток, а минимальную массу – до 0.299 ± 0.026 масс Земли (~2.8 масс Марса). Она вращается на среднем расстоянии 0.0229 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура – 438 К.

Третья планета - GJ 699 c с периодом 4.1244 ± 0.0006 суток и минимальной массой 0.335 ± 0.03 масс Земли (~3.1 масс Марса). Она находится на расстоянии 0.0274 ± 0.0004 а.е. от своей звезды, ее эффективная температура равна 400 К.

Наконец, орбитальный период четвертой, самой маленькой планеты GJ 699 e составляет 6.739 ± 0.003 суток, а эффективная температура – 340 К. Минимальная масса планеты e – всего 0.193 ± 0.033 масс Земли (~1.8 масс Марса), она вращается на среднем расстоянии 0.0381 ± 0.0005 а.е.
Орбиты всех четырех планет близки к круговым, их эксцентриситеты оцениваются в 0.03-0.08 и в пределах погрешностей совместимы с нулем.

нализ динамической устойчивости показал, что при эксцентриситетах больше 0.02 система становится неустойчивой на временах уже порядка 2 тысяч лет, однако в случае круговых орбит устойчивость сохраняется и на временах свыше 6.4 млн. лет (109 оборотов внутренней планеты d). Устойчивость сохраняется в диапазоне наклонений орбит к лучу зрения от 20° до 90°, это означает, что истинные массы этих планет не могут более чем втрое превышать минимальные.

Система звезды Барнарда выглядит компактной и динамически холодной, в этом она схожа с планетными системами TRAPPIST-1 и YZ Ceti.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.08095

 

 

12 марта 2025
Суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика TOI-1453

Суперземли и мини-нептуны – самый распространенный тип планет, они встречаются повсеместно. К сожалению, в Солнечной системе таких планет нет, и мы лишены возможности вблизи изучить их прототип. Наблюдения за экзопланетами показывают, что суперземли и мини-нептуны отличаются большим разнообразием – среди них встречаются и лишенные атмосферы раскаленные аналоги Меркурия, и планеты, наполовину состоящие из воды и окутанные паровыми атмосферами, и воздушные рыхлые мини-нептуны. Важно измерять и радиус, и массу таких планет, это позволяет определить их среднюю плотность и оценить химический состав.

11 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли и мини-нептуна у древнего оранжевого карлика TOI-1453. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

TOI-1453 удалена от нас на 78.89 ± 0.06 пк. Ее масса оценивается в 0.715 ± 0.035 солнечных масс, радиус – в 0.72 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 3.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-1453 достигает 12.0 ^+1.1/_-3.8 млрд. лет.

На расстоянии 1.9 угловых секунд (~250 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M массой 0.24 ± 0.03 солнечных масс.

TOI-1453 попала на 14-17, 19-26, 40-41, 47, 49-54, 56-57, 59-60 и 73-76 сектора TESS (звезда расположена в созвездии Дракона недалеко от северного полюса эклиптики, где сектора перекрываются). Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 4.31352 и 6.58870 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.17 ± 0.06 и 2.22 ± 0.10 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массы планет, исследователи получили 100 измерений лучевой скорости TOI-1453 на HARPS-N.

Масса внутренней планеты TOI-1453 b формально равна 1.24 ± 0.66 масс Земли, но поскольку погрешность оказалась сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 2.32 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0466 ± 0.0012 а.е. (13.9 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 944 ± 18 К.

Масса внешней планеты TOI-1453 c составляет 2.95 ± 0.84 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.27 ± 0.08 г/куб.см. Это один из самых рыхлых мини-нептунов такой небольшой массы. Планета вращается на расстоянии 0.0619 ± 0.0015 а.е. (18.4 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 820 ± 16 К.

Планеты близки к резонансу 3:2, однако не находятся в нем. Вариации времени наступления транзитов не превышают 15 минут, что говорит о небольшом эксцентриситете орбит (меньше 0.15).

Планеты TOI-1453 b и TOI-1453 c (показаны красным и зеленым цветом и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и радиусом меньше 5 радиусов Земли. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, красной точечной линией показана модель планеты с атмосферой из водорода и гелия массой 2% полной массы планеты.

TOI-1453 c будет непростой, но очень интересной целью для трансмиссионной спектроскопии на JWST как самый рыхлый из мини-нептунов, чья масса меньше 3 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.07529

 

 

9 марта 2025
В атмосфере газового гиганта WD 0806-661 b обнаружены метан, аммиак и водяной пар

Не слишком массивные звезды заканчивают свой жизненный путь в виде белых карликов – компактных и очень плотных «звездных огарков», в которых уже не идут ядерные реакции. Эти вырожденные звездные остатки тускло светят за счет накопленных запасов тепловой энергии, постепенно остывая. Доля белых карликов среди звезд Галактики оценивается в 3-10%.

Большинство белых карликов должно обладать планетными системами, однако до сих пор таких систем известно очень мало. Дело в том, что звезды этого типа очень неудобны для поисков рядом с ними планет: их диски очень малы, что делает транзитную конфигурацию крайне маловероятной, и в их спектрах отсутствуют тонкие линии, что не позволяет измерять их лучевые скорости с высокой точностью. О наличии планет у белых карликов можно судить по загрязнению их атмосфер тяжелыми элементами и по тепловому излучению пылевых дисков. Изредка удается находить наиболее массивные и горячие планеты на инфракрасных снимках.

Одна такая планета у белого карлика WD 0806-661 была представлена в 2011 году. Исследователи искали на снимках инфракрасного телескопа «Спитцер» слабые спутники близких звезд (коричневые карлики и массивные планеты). У WD 0806-661 такой спутник был найден на расстоянии 2500 а.е., физическую связь двух объектов удалось доказать по их общему собственному движению. Температура спутника составила всего 300-345 К! Массу объекта оценили в 6-9 масс Юпитера, опираясь на модели остывания массивных планет и возраст родительского белого карлика 2.0 ± 0.5 млрд. лет.

7 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям WD 0806-661 b с помощью инструмента MIRI на борту JWST. 14 июля 2023 года авторы получили спектр планеты в диапазоне 5-12 мкм, а также сняли его фотометрию в лучах с длиной волны 12.8, 15, 18 и 21 мкм. Полученные данные они сравнили с моделями атмосфер коричневых карликов и массивных планет.

Эмиссионный спектр WD 0806-661 b в диапазоне 5-12 мкм и ее фотометрия на более длинных волнах (показана на врезке). Точками с барами ошибок показаны данные MIRI, сиреневой линией – наилучшая модель.

Спектр планеты оказался схож со спектрами коричневых карликов спектрального класса Y0. В нем были обнаружены полосы метана, аммиака и водяного пара, а угарного и углекислого газов, напротив, найдено не было. Эффективная температура планеты составила 343 ± 11 К, ее радиус – 1.12 ± 0.07 радиусов Юпитера.

Хорошее качество спектра позволило восстановить температурный профиль атмосферы. На глубине, соответствующей давлению 1 бар, температура достигла 547 ⁺³⁹/_-49 К, а на уровне 10^-2 бар она упала до 118 ⁺⁶⁷/_-57 К, после чего почти не менялась – при давлении 10^-4 бар ее оценили в 154 ± 88 К. Содержание тяжелых элементов (под которым здесь понимается сумма кислорода, углерода и азота) оказалось немного меньше, чем на Солнце, а именно 0.74 ^+0.13/_-0.09 относительно солнечного значения. Признаков наличия облаков не нашли, по крайней мере, выше давления ~3.2 бар атмосфера выглядит безоблачной.

Наиболее интригующим оказалось измерение массы WD 0806-661 b. Исследователи нашли, что она составляет всего 0.45-1.75 масс Юпитера. Это гораздо меньше предыдущих оценок (6-9 масс Юпитера).

Авторы предлагают два возможных решения этой проблемы. Или они сами неправильно посчитали массу планеты, не учтя дополнительные источники непрозрачности в атмосфере и/или возможные отклонения от термодинамического равновесия, или планета моложе своего белого карлика (например, если в результате катаклизма, выбросившего ее так далеко из своей планетной системы, она «омолодилась»). Если возраст планеты составляет 60-180 млн. лет (а не 2.0 ± 0.5 млрд. лет, как считалось раньше), то ее измеренная масса и температура придут в согласие с моделями.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.04531

 

 

5 марта 2025
Измерены массы 51 планеты, открытой миссией K2

В 2014-2018 годах в рамках расширенной миссии K2 «Кеплер» наблюдал участки неба вдоль эклиптики, снимая фотометрию выбранных звезд в течение девятнадцати 80-суточных наблюдательных кампаний. Это позволило обнаружить множество транзитных кандидатов у звезд, более ярких, чем большинство целевых звезд основной миссии «Кеплера». Яркость звезд делала возможным измерять массы транзитных планет методом лучевых скоростей. Это, в свою очередь, позволяет определять их среднюю плотность, а значит – оценивать химический состав.

10 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс 86(!) планет у 55 звезд, открытых миссией K2, с помощью спектрографов HIRES и APF. Также авторы воспользовались архивными измерениями, полученными другими спектрографами (HARPS, HARPS-N, PFS и др.) В итоге массы 32 планет были измерены с точностью лучше 5 сигма, массы 51 планеты – с точностью лучше 3 сигма, на массы остальных планет были наложены верхние пределы.

К сожалению, из-за ошибки верстки таблица со свойствами планет не уместилась на одной странице и была обрезана. Это мешает получить доступ к информации по всем 86 планетам. Поэтому таблицы со свойствами родительских звезд и планет, приведенные ниже, вынужденно включают только объекты, попавшие в видимую часть таблицы. Остается надеяться, что когда эта статья будет напечатана в рецензируемом журнале, таблица со свойствами планет будет опубликована полностью.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца*	Металличность [Fe/H]
HD 3167 (K2-96)	47.31 ± 0.04	0.87 ± 0.03	0.87 ± 0.06	0.52	0.04 ± 0.05
HD 89345 (K2-234)	131.4 ± 0.3	1.17 ± 0.03	1.95 ± 0.18	1.75	0.44 ± 0.09
K2-24	171.6 ± 0.5	1.07 ± 0.06	1.16 ± 0.04	1.21	0.34 ± 0.04
K2-31	110.2 ± 0.2	0.92 ± 0.04	1.14 ± 0.04	0.95	0.18 ± 0.05
K2-36	109.1 ± 0.2	0.76 ± 0.03	0.72 ± 0.03	0.25	0.00 ± 0.05
K2-38	190.6 ± 0.8	1.04 ± 0.05	1.13 +0.12/-0.09	1.20	0.23 ± 0.05
K2-39	309.0 ± 1.4	1.38 ± 0.16	3.08 ± 0.14	4.99	0.43 ± 0.04
K2-66	510 ± 9	1.06 ± 0.07	1.79 ± 0.10	3.42	-0.05 ± 0.04
K2-73	275.3 ± 1.1	1.02 ± 0.04	1.06 ± 0.04	1.19	0.04 ± 0.04
K2-79	260.3 ± 1.0	1.01 ± 0.05	1.25 ± 0.05	1.64	0.00 ± 0.04
K2-98	523 ± 4	1.11 ± 0.08	1.565 ± 0.065	3.06	-0.06 ± 0.04
K2-99	518 ± 5	1.48 ± 0.12	2.66 ± 0.11	8.56	0.24 ± 0.04
K2-100	182.7 ± 0.9	1.21 ± 0.04	1.23 ± 0.05	1.81	0.30 ± 0.04
K2-105	199.6 ± 0.6	0.94 ± 0.04	0.905 ± 0.035	0.61	0.22 ± 0.05
K2-110	116.5 ± 0.2	0.70 ± 0.03	0.71 ± 0.03	0.26	-0.27 ± 0.04
K2-199	108.2 ± 0.2	0.69 ± 0.03	0.68 ± 0.03	0.17	-0.04 ± 0.08
K2-222	99.6 ± 0.2	0.92 ± 0.04	1.09 ± 0.04	1.36	-0.25 ± 0.04
K2-236	180.8 ± 0.6	1.17 ± 0.07	1.39 ± 0.05	2.27	0.14 ± 0.04
K2-261	214.9 ± 0.7	1.09 ± 0.07	1.68 ± 0.07	2.29	0.35 ± 0.04
K2-265A	139.8 ± 0.3	0.90 ± 0.04	0.92 ± 0.04	0.67	0.05 ± 0.04
K2-277	112.6 ± 0.3	0.98 ± 0.04	0.95 ± 0.04	0.86	0.05 ± 0.04
K2-418	121.6 ± 0.3	0.95 ± 0.04	1.00 ± 0.04	1.04	-0.11 ± 0.04

*Светимость звезд оценена по формуле L = (T_star/5772 K)⁴·(R_star/R_sol)²

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Масса, масс Земли	Радиус, радиусов Земли	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
HD 3167 b	0.95964 ±0.00001	0.0182 ± 0.0002	5.02 ± 0.38	1.70 ± 0.18	5.6 +1.4/-2.2	1608 ± 56
HD 3167 c	29.8454 ± 0.0012	0.179 ± 0.003	9.8 ± 1.3	3.01 +0.28/-0.42	2.0 +0.6/-0.9	511 ± 18
HD 3167 c	8.509 ± 0.045	0.0777 ± 0.001	6.9 ± 0.7	–	–	776 ± 28
HD 89345 b	11.8147 ± 0.0004	0.107 ± 0.003	34.1 ± 3.4	7.2 +0.4/-0.2	0.55 +0.12/-0.09	993 ± 29
K2-24 b	20.88977 ± 0.00035	0.152 ± 0.002	19.0 ± 2.2	5.4 ± 0.2	0.64 ± 0.12	686 ± 13
K2-24 c	42.3391 ± 0.0012	0.243 ± 0.004	15.4 ± 1.9	7.5 ± 0.3	0.20 ± 0.04	542 ± 10
K2-31 b	1.25785	0.022 ±0.002	551 ± 17	8-16*	–	1688 ± 47
K2-36 b	1.42259 ± 0.00003	0.0223 ± 0.0004	5.1 ± 4.5	1.29 +0.08/-0.04	12 +12/-10	1200 ± 37
K2-36 c	5.34079 ± 0.00007	0.054 ± 0.001	26 ± 8	2.41 +0.25/-0.07	9.4 +4.2/-3.3	772 ± 24
K2-38 b	4.0167 ± 0.0003	0.0501 ± 0.0008	6 ± 2	1.55 +0.11/-0.05	6.5 +3.7/-2.5	1189 ± 69
K2-38 c	10.5610 ± 0.0006	0.0953 ± 0.0016	7.7 ± 2.7	2.18 +0.15/-0.06	2.7 +1.6/-1.1	862 ± 50
K2-39 b	4.6055 ± 0.0005	0.060 ± 0.002	37.6 +5.3/-4.8	6.4 +0.4/-0.2	0.93 +0.25/-0.19	1550 ± 58
K2-66 b	5.0694 ± 0.0005	0.059 ± 0.001	16 ± 4	2.75 ± 0.16	3 ± 1	1427 ± 51
K2-73 b	7.4956 ± 0.0003	0.0754 ± 0.0009	9.2 ± 3.8	2.58 +0.13/-0.06	2.8 ± 1.3	968 ± 25
K2-73 c	1000 ± 100	1.97 ± 0.13	1142 ± 53	–	–	186 ± 7
K2-79 b	10.9950 ± 0.0005	0.097 ± 0.002	3.8 ± 4.3	3.99 +0.11/-0.07	0.3 ± 0.4	925 ± 25
K2-98 b	10.1369 ± 0.0005	0.095 ± 0.002	32.2 ± 8.1**	4.93 +0.13/-0.07	2.15 ± 0.67**	1093 ± 31
K2-99 b	18.2490 ± 0.0006	0.154 ± 0.004	287 ± 23	12.37 ± 0.18	0.90 ± 0.15	1108 ± 34
K2-100 b	1.67389 ± 0.00002	0.0301 ± 0.0014	21.8 ± 6.2**	3.57 +0.10/-0.04	2.04 ± 0.66**	1720 ± 44
K2-105 b	8.2673 ± 0.0002	0.078 ± 0.001	15.4 ± 4.4	3.40 +0.12/-0.05	2.24 +0.77/-0.68	805 ± 23
K2-110 b	13.8637 ± 0.0002	0.100 ± 0.002	17 ± 3	2.56 +0.08/-0.04	5.7 +1.4/-1.2	571 ± 17
K2-199 b	3.22529 ± 0.00008	0.0377 ± 0.0006	7.1 ± 1.8	1.74 +0.12/-0.05	6.5 +2.5/-1.9	842 ± 31
K2-222 b	15.3863 ± 0.0014	0.118 ± 0.001	5.7 ± 2.6	2.41 +0.17/-0.08	2 ± 1	801 ± 20
K2-236 b	19.4910 ± 0.0007	0.149 ± 0.003	11 ± 7	5.50 +0.19/-0.08	0.33 ± 0.22	809 ± 21
K2-261 b	11.6340 ± 0.0002	0.103 ± 0.003	56 ± 6	10.3 ± 0.2	0.34 ± 0.06	973 ± 28
K2-265A b	2.36906 ± 0.00008	0.0338 ± 0.0002	4.6 ± 1.5	1.68 +0.08/-0.04	5 ± 2	1257 ± 35
K2-277 b	6.3268 ± 0.0002	0.0664 ± 0.0009	7.4 ± 3.3	2.23 +0.14/-0.06	4 ± 2	953 ± 25
K2-418 b	16.1388 ± 0.0016	0.123 ± 0.001	19.3 ± 5.1	2.18 +0.13/-0.07	11.9 +4.2/-3.5	734 ± 19

*Транзит скользящий.
**Приведенные данные из статей первооткрывателей, потому что в данной работе массы этих планет измерить не удалось.

Планеты, представленные в новой статье (показаны оранжевыми значками) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты с определенной массой показаны кружками, планеты, на массу которых наложен верхний предел, показаны треугольниками. Размер кружков пропорционален точности определения массы.

Авторы планируют продолжить измерения лучевых скоростей родительских звезд для выявления массивных не транзитных планет на широких орбитах (например, таких, как K2-73 c).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.04436

 

 

25 февраля 2025
TOI-6324 b: горячая земля на грани приливного разрушения

Среди всего многообразия экзопланет особое внимание привлекают аналоги нашей планеты – планеты земного типа. Однако из-за малой массы и размеров их обнаруживать сложнее всего. Земля наводит на Солнце колебания лучевой скорости с амплитудой 9 см в секунду, а глубина транзита Земли по диску Солнца составляет всего 84 ppm (миллионных долей). До сих пор надежное обнаружение планет земного типа у солнцеподобных звезд невозможно. Поэтому ученые ищут планеты земного типа у звезд красных карликов: из-за небольших размеров дисков красных карликов и их малой массы возможно обнаруживать небольшие планеты и транзитным методом, и методом лучевых скоростей.

25 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты земного типа у красного карлика TOI-6324. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. TOI-6324 b отличается уникально коротким орбитальным периодом, составляющим всего 6.7 часов, она вращается недалеко от предела Роша и сильно деформирована приливными силами.

TOI-6324 – поздний красный карлик, удаленный от нас на 20.559 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.27 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.29 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~116 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца.

TOI-6324 попала на 16-18, 24, 58 и 77-78 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.279221 ± 0.0000001 суток (6 часов 42 минуты) и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.06 ± 0.04 радиусов Земли. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 65 измерений лучевой скорости TOI-6324 с помощью спектрографа KPF, установленного на телескопе Кек I. Масса планеты оказалась равной 1.17 ± 0.22 масс Земли, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.17 ± 0.20 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1216 ± 60 К (в предположении альбедо, равного 0.1, и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Горячая земля TOI-6324 b (показана малиновым ромбом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и радиусом меньше 2 радиусов Земли. Темно-фиолетовыми точками показаны планеты с ультракороткими периодами (меньше 1 суток), светло-фиолетовыми точками – планеты с периодами больше 1 суток. Сплошными голубыми и синими линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Пустым ромбом показаны размеры TOI-6324 b, при которых она испытала бы приливное разрушение.

TOI-6324 b испытывает действие мощных приливных сил, ее фигура вытянута в направлении на звезду примерно на 5%. Также из-за быстрого вращения вокруг своей оси, синхронизованного с орбитальным движением, она сплюснута у полюсов. В итоге планета имеет форму трехосного эллипсоида.

Авторы изучили кривую блеска TOI-6324, полученную TESS, и обнаружили слабый вторичный минимум глубиной 42 ± 28 ppm. Достоверность этого открытия меньше 2 сигма, поэтому какие-либо выводы делать рано. Вместе с тем очевидно, что при наблюдениях не в оптическом (как TESS), а в инфракрасном диапазоне вторичный минимум легко может быть зафиксирован, что позволит измерить температуру дневного полушария TOI-6324 b. Так, по расчетам исследователей, глубина вторичного минимума в лучах с длиной волны 5-12 мкм (т.е. при наблюдениях с помощью инструмента MIRI на борту JWST) для планеты с нулевым альбедо достигнет 280 ppm. Температура подзвездной точки в этом случае может достигать 1824 К, что выше точки плавления многих горных пород, например, минерала перидотита (1390 К). Это говорит о том, что дневное полушарие TOI-6324 b может быть частично расплавлено.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.16087

 

 

21 февраля 2025
Измерена масса горячей суперземли TOI-512 b

Применение к одной и той же планете транзитного метода и метода лучевых скоростей позволяет измерить и радиус, и массу планеты, а значит – вычислить среднюю плотность и оценить химический состав. Именно поэтому астрономы стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Основным «поставщиком» транзитных кандидатов в настоящее время является миссия TESS. Для подтверждения планетной природы кандидатов и измерения их массы используют высокоточные спектрографы, в том числе самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO. Не все кандидаты оказываются планетами, некоторые источники транзитных сигналов имеют иную астрофизическую природу.

21 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух транзитных кандидатов у оранжевого карлика TOI-512. Один из кандидатов оказался планетой, а другой – ложнопозитивом.

TOI-512 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 67.20 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.89 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 55.3 ± 0.7% светимости Солнца. Звезда отличается древним (хотя плохо определенным) возрастом 8.2 ± 4.4 млрд. лет.

TOI-512 попала на 6, 7 и 33 сектора TESS. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил на кривой блеска звезды два транзитных сигнала с периодами 7.189 и 20.275 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом ~1.58 и ~1.74 радиусов Земли. Чтобы измерить массы кандидатов, авторы получили 37 измерений лучевой скорости TOI-512 с помощью ESPRESSO, а также самостоятельно обработали ее кривую блеска.

Что же оказалось?

Ни фотометрия, ни метод лучевых скоростей не подтвердили наличия внешней планеты. Радиус внутренней планеты оказался равным 1.54 ± 0.10 радиусов Земли, масса – 3.57 ± 0.55 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ^+1.6/_-1.3 г/куб.см. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.066 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура достигает 1009 ± 29 К.

Суперземля TOI-512 b (показана зеленым пятиугольником и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветные пунктирные и точечные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, синяя и голубая точечные линии соответствуют модели железокаменного ядра, окруженного атмосферой из водяного пара массой 0.2% и 1% полной массы планеты.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-512 b лежит примерно на линии силикатов. Это означает, что планета может обладать маленьким ядром без существенной атмосферы и состоять преимущественно из силикатов, но гораздо вероятнее, что доля железа в ее составе близка к земной (~33%), при этом планета окружена плотной протяженной атмосферой из водяного пара и/или углекислого газа массой около 1%.

К сожалению, ожидаемая метрика трансмиссионного спектра у TOI-512 b слишком мала, поэтому для изучения атмосферы этой планеты придется подождать ввода в строй инструментов следующего поколения, например, спектрографа ANDES.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.14472

 

 

18 февраля 2025
Эксцентричный гигант у высокометалличного красного карлика GJ 2126

Планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца по близким к круговым орбитам (средний эксцентриситет орбит восьми классических планет равен 0.06, максимальный – у Меркурия: 0.206). Однако планеты у других звезд часто находятся на резко эксцентричных орбитах. Известны экзопланеты-гиганты, чей эксцентриситет превышает 0.9! Считается, что такие орбиты планеты приобретают в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия с удаленным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова.

18 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию уникальной планеты-гиганта у красного карлика GJ 2126. Планеты-гиганты у красных карликов редки и сами по себе, но GJ 2126 b отличается еще и своей необычной орбитой. Эксцентриситет орбиты гиганта достигает 0.85 ± 0.01!

GJ 2126 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 38.13 ± 0.12 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно всемеро меньше солнечной. При такой массе и светимости звезда должна быть оранжевым карликом, но она выглядит «красной» из-за уникально высокого содержания тяжелых элементов – их в 4 раза больше, чем на Солнце.

Авторы проанализировали 112 измерений лучевой скорости GJ 2126, полученных на спектрографе HARPS за 15 лет (с 2004 по 2019 год) со средней погрешностью 1.9 м/с. Лучевая скорость звезды продемонстрировала хорошо заметное колебание с периодом 272.7 ± 0.1 суток, форма которого говорила о планете на эксцентричной орбите. Минимальная масса планеты достигает 1.3 ± 0.2 масс Юпитера, большая полуось орбиты составила 0.71 ± 0.03 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.11 а.е. в перицентре до ~1.31 а.е. в апоцентре, а температурный режим – от температурного режима немного горячее Меркурия до температурного режима Главного пояса астероидов.

Авторы предположили, что GJ 2126 b оказалась на своей текущей орбите в результате планет-планетного рассеяния, причем второй участник этого события упал на звезду, чем и объясняется ее высокая металличность. Взаимодействие с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова менее вероятно, потому что по текущим данным астрометрической миссии «Гайя» GJ 2126 является одиночной звездой. Впрочем, возможно, темного компаньона (коричневого карлика или массивную планету-гигант) удастся обнаружить после новых релизов данных «Гайи» в 2026-2030 годах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.11139

 

 

13 февраля 2025
TIC 88785435 b: планета у звезды возрастом 16 миллионов лет

Для лучшего понимания процессов формирования и эволюции планетных систем необходимо изучать планеты разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно важно изучать молодые системы, потому что многие важные процессы происходят в первые сотни и даже десятки миллионов лет. Очень молодые звезды и протозвезды образуют рассеянные скопления и OB ассоциации, и именно там следует искать самые молодые планеты.

6 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у очень молодой звезды TIC 88785435, являющейся членом OB ассоциации Скорпиона-Центавра. Планета была обнаружена TESS и прошла стандартную процедуру валидации. Родительская звезда еще не «села» на главную последовательность и продолжает сжиматься, ее возраст составляет всего 16 ± 1.6 млн. лет.

TIC 88785435 удалена от нас на 122.08 ± 0.25 пк. Ее спектральный класс – K7 V, масса оценивается в 0.72 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.91 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 5.2 раза меньше солнечной.

TIC 88785435 попала на 11, 38 и 65 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 10.50884 ± 0.00004 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 5.03 ± 0.21 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы этого объекта не превышает 1.4·10^-4. TIC 88785435 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0843 ± 0.0007 а.е. (19.9 ± 0.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.13 ± 0.06, ее эффективная температура составляет 635 ± 16 К.

TIC 88785435 b является одной из наиболее прохладных планет возрастом меньше 30 млн. лет, известных на сегодняшний день. Она представляет большой интерес для дальнейшего изучения методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.00576

 

 

11 февраля 2025
Две планеты у оранжевого карлика GJ 9048 (KOBE-1)

В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей не требует особой геометрической конфигурации, вероятность которой быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой. В поисках сравнительно удаленных от звезды прохладных планет, например, находящихся в обитаемой зоне, метод лучевых скоростей не имеет конкурентов. В качестве целей особый интерес представляют близкие и относительно яркие красные и оранжевые карлики, поскольку у звезд небольшой массы легче обнаруживать маломассивные планеты. Так, для поиска планет у оранжевых карликов был организован обзор KOBE (K-dwarfs Orbited By habitable Exoplanets = Обитаемые экзопланеты, вращающиеся вокруг K-карликов), в рамках которого измерялись лучевые скорости пятидесяти поздних оранжевых карликов с помощью спектрографа CARMENES.

4 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная первым успехам обзора KOBE. У позднего оранжевого карлика GJ 9048 были обнаружены два мини-нептуна, один из которых, возможно, является транзитным.

GJ 9048 (HIP 5957, KOBE-1) – оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 23.88 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 10 раз меньше солнечной. За три года авторы получили 99 измерений лучевой скорости GJ 9048, из которых 17 были исключены из рассмотрения из-за плохого качества.

Лучевая скорость звезды продемонстрировала два синусоидальных колебания, соответствующих планетам с орбитальными периодами 8.540 ± 0.004 и 29.67 ± 0.05 суток и минимальными массами 8.8 ± 0.8 и 12.4 ± 1.1 масс Земли, соответственно. Орбиты обеих планет близки к круговым. Планеты вращаются на расстоянии 0.0701 ± 0.0004 и 0.1607 ± 0.0010 а.е. от своей звезды, их эффективные температуры составляют 594 ± 5 К и 393 ± 4 К.

Звезда GJ 9048 попала на 17 и 57 сектора TESS. Транзитов планеты b не обнаружено, но на 17 секторе удалось зафиксировать намек на единичное транзитное событие, меньше чем на 1 сигма отстоящее от ожидаемого времени  транзита планеты c. Глубина транзита соответствует планете радиусом 1.69 ± 0.12 радиусов Земли. Если обнаруженная деталь на кривой блеска звезды действительно вызвана транзитом планеты c, ее средняя плотность оказывается более чем вдвое больше средней плотности Земли, что возможно, если она образовалась в результате катастрофического столкновения двух планет с полной потерей водородно-гелиевых оболочек и большей части воды. Возможно, впрочем, что транзит скользящий, тогда радиус планеты может быть больше. В любом случае, необходимы дополнительные фотометрические наблюдения, например, с помощью спутника ChEOPS.

Диаграмма «Масса – Радиус» для известных транзитных экзопланет с измеренной массой. Минимальные массы планет b и c показаны голубой и зеленой вертикальными полосами. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, синей сплошной линией показаны супер-Меркурии (массовая доля ядра 70%), серой пунктирной линией – результат ударного столкновения планет. Красными штрихпунктирной и точечной линиями показаны супер-Ганимеды с долей воды 40% при температуре 400 К и 600 К. Темно-зеленым прямоугольником показано положение планеты c, если ее транзит подтвердится.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.01249

 

 

10 февраля 2025
Атмосфера планеты L 98-59 b состоит из сернистого газа

Три небольшие транзитные планеты у красного карлика L 98-59 были представлены в 2019 году. Их обнаружила TESS при наблюдениях второго сектора. После ряда уточнений радиусы планет оцениваются в 0.85 ± 0.06, 1.34 ± 0.07 и 1.58 ± 0.08 радиусов Земли, а их орбитальные периоды – в 2.25, 3.69 и 7.45 суток, соответственно. Вскоре массы второй и третьей планет измерили методом лучевых скоростей, но масса первой, самой маленькой, долго не давалась ученым. Ее удалось измерить только с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO – она составила всего 0.40 ± 0.16 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.6 ± 1.5 г/куб.см, сравнимой со средней плотностью Марса. Эффективная температура планеты b достигает 627 ± 36 К.

Относительная яркость родительской звезды (+7.93 в полосе J) и небольшие размеры звездного диска делают эту систему прекрасной целью для изучения свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. В сентябре 2024 года у планеты d обнаружили атмосферу, включающую серосодержащие газы (правда, пока неизвестно, какие именно). Трансмиссионный спектр планеты c выглядит плоским, что исключило атмосферу с содержанием тяжелых элементов меньше 300 относительно солнечного значения. И вот, наконец, дошла очередь и до планеты b: 3 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям четырех транзитов с помощью спектрографа NIRSpec на борту JWST. С достоверностью 3.6 сигма L98-59 b окружена атмосферой из сернистого газа, что может быть следствием бурной вулканической активности.

NIRSpec/JWST наблюдал L98-59 b 30 января, 3, 6 и 19 февраля 2024 года в лучах с длиной волны от 2.7 до 5.2 мкм. Авторы обработали полученные данные несколькими разными алгоритмами, чтобы избежать возможной систематической ошибки.

Вверху: составной трансмиссионный спектр планеты L98-59 b. Белыми точками с черными барами ошибок показаны данные NIRSpec, белыми точками с синими барами ошибок – данные «Хаббла», оранжевой линией показана наилучшая модель. Внизу показано содержание различных примесей в атмосфере L98-59 b, согласующееся с полученным трансмиссионным спектром. По всей видимости, главным компонентом атмосферы L98-59 b является сернистый газ.

Трансмиссионный спектр L 98-59 b свидетельствует о наличии атмосферы, состоящей в основном из сернистого газа. Достоверность наличия атмосферы достигает 3.6 сигма. Количество азота, метана и сероводорода остается неопределенным, но эти газы также могут входить в состав атмосферы. Давление у поверхности плохо определено. Оно точно превышает 0.01 миллибар, но может достигать и 1 бар.

Близость к звезде и небольшая масса планеты приводят к высоким темпам потери атмосферы, достигающим 10 бар за 10 млн. лет. Авторы отмечают, что атмосфера может находиться в равновесии между оттоком и пополнением через дегазацию мантии. Оценив темпы потери атмосферы в 200 тонн в секунду, они нашли, что равновесие будет достигнуто при извержении 1-2 млн. тонн лавы ежесекундно (при земном содержании в ней растворенных газов), что в ~8 раз больше среднего темпа извержений на Ио. Таким образом, L98-59 b предстает перед нами планетой, охваченной бурными вулканическими извержениями. Возможно, ее недра почти полностью расплавлены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.18680

 

 

7 февраля 2025
Два транзитных мини-нептуна у красного карлика TOI-904, один с температурным режимом Марса

Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных экзопланет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Однако постепенно растет и количество относительно прохладных транзитных планет с периодами свыше 25 суток. Особенно интересны такие планеты у красных карликов, потому что для них возможно изучение свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии силами уже существующих инструментов, например, JWST.

В конце декабря 2023 года в журнале The Astrophysical Journal Letters (а 31 января 2025 года – и в Архиве электронных препринтов) вышла статья, посвященная открытию двух транзитных планет у красного карлика TOI-904. Обе планеты были обнаружены TESS и прошли процедуру валидации. Внешняя планета является самой долгопериодической и прохладной транзитной планетой у красного карлика из всех, обнаруженных TESS.

TOI-904 – ранний красный карлик, удаленный от нас на 46.09 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.56 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.53 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 19.6 раз меньше солнечной. Возраст звезды, оцененный разными методами, составляет 1.5 ± 0.2 или 0.8 ± 0.1 млрд. лет, т.е. звезда достаточно молода.

TOI-904 попала на 12-13, 27, 38-39 и 61 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 10.8772 ± 0.0003 и 83.9997 ± 0.0007 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 2.43 ± 0.16 и 2.17 ± 0.13 радиусов Земли, соответственно. Правда, сначала произошла путаница, и единственный транзит планеты c спутали с одним из транзитов планеты b, но после получения фотометрии 39 сектора убедились, что планет две. Всего зафиксировано 15 транзитов планеты b и 4 транзита планеты c.

Система прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы убедиться в планетной природе транзитных кандидатов и оценить их массу, авторы получили 5 измерений лучевой скорости TOI-904 с помощью спектрографа CORALIE. Конечно, это слишком мало для измерения масс планет, были получены только верхние пределы в 174 и 244 масс Земли для планет b и c, соответственно.

Массы планет в системе TOI-904 могут быть точно измерены спектрографом ESPRESSO. Ожидается, что, в зависимости от химического состава, они могут быть равны 3-13 масс Земли.

Из-за яркости родительской звезды (+9.6 в полосе J) обе планеты будут хорошей целью для JWST, особенно интересна прохладная TOI-904 c.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.15118

 

 

2 февраля 2025
У близкой звезды 82 Эридана обнаружен мини-нептун в обитаемой зоне

Метод лучевых скоростей – один из наиболее плодотворных методов поиска экзопланет, к настоящему времени с его помощью обнаружено свыше тысячи планет. Для него не нужна маловероятная геометрическая конфигурация, как для транзитного метода. Однако колебания лучевой скорости звезды могут быть вызваны не только гравитационным влиянием планет, но и собственной активностью звезды. Для подтверждения планетной природы этих колебаний нужны долгие и плотные ряды измерений и фотометрические наблюдения.

3-планетная система 82 Эридана (HD 20794) была представлена в 2011 году. Получив 187 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS, астрономы обнаружили у нее планеты с орбитальными периодами 18.3, 40.1 и 90.3 суток и минимальными массами 2.7, 2.4 и 4.8 масс Земли, соответственно. Орбиты всех трех планет были близки к круговым.

82 Эридана – одна из ближайших к Солнцу звезд, она удалена от нас всего на 6.041 ± 0.003 пк и видна невооруженным глазом. Ничего удивительного, что ее наблюдения были продолжены, в том числе и другими научными коллективами. Вскоре ученые усомнились в планетной природе 40-суточного колебания. С 2017 по 2023 год вышло несколько работ, где различные авторы находили в данных колебания с периодами ~147, ~331, ~645 и 549-733 суток, однако планетная природа этих колебаний оставалась под вопросом.

Наконец, в январском номере журнала Astronomy&Astrophysics, а 29 января 2025 года – и в Архиве электронных препринтов, вышла новая статья, посвященная уточнению параметров планетной системы 82 Эридана. С октября 2018 года по март 2023 года авторы получили 695 замеров лучевой скорости звезды на самом точном на сегодняшний день спектрографе ESPRESSO с инструментальной погрешностью 0.1 м/с(!). Также они проанализировали кривую блеска, полученную TESS, и учли более ранние измерения на HARPS. Полное время наблюдений родительской звезды превысило 20 лет.

Что же оказалось?

Фотометрия, собранная TESS, позволила определить период вращения 82 Эридана вокруг своей оси – 38.8 ± 2.6 суток. Это означает, что 40-суточное колебание действительно имеет не планетную природу. Авторы легко подтвердили наличие RV-сигналов с периодами 18.3 и 90 суток, а также нашли еще один сигнал с периодом ~645 суток. С учетом последнего, на данный момент система 82 Эридана выглядит так.

Минимальная масса m sin i самой внутренней планеты b составляет 2.15 ± 0.17 масс Земли. Эта суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13) на среднем расстоянии 0.1257 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 18.314 ± 0.002 суток.

Минимальная масса второй планеты (авторы присвоили ей букву c вместо d, поскольку планеты с 40-суточным периодом не существует) оценивается в 3.0 ± 0.3 масс Земли. Она вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.16) на среднем расстоянии 0.3625 ± 0.0016 а.е., ее орбитальный период составляет 89.7 ± 0.1 суток. Температурный режим планеты c примерно соответствует температурному режиму Меркурия.

В отличие от орбит внутренних планет орбита внешней планеты d отличается высоким эксцентриситетом, достигающим 0.45 ± 0.11. Минимальная масса планеты d оценивается в 5.8 ± 0.6 масс Земли, почти наверняка это мини-нептун. Планета вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 1.354 ± 0.007 а. и делает один оборот за 647.6 ± 2.7 суток, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.745 а.е. в перицентре до 1.963 а.е. в апоцентре, а температурный режим – от температурного режима Земли до температурного режима Главного пояса астероидов. Хотя планета d большую часть своей орбиты проводит в обитаемой зоне, крайне маловероятно, что она является потенциально обитаемой из-за почти гарантированного наличия протяженной водородно-гелиевой атмосферы, создающей мощный парниковый эффект.

Авторы отметили, что они не нашли в данных, полученных ESPRESSO, каких-либо свидетельств наличия планеты с периодом ~147 суток, а также газовых гигантов. Таким образом, строение системы 82 Эридана отличается от строения Солнечной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.17092

 

 

27 января 2025
Альбедо западной части дневного полушария LTT 9779 b больше, чем восточной

Измерение фазовой кривой (зависимость полного блеска системы звезда+планета от орбитальной фазы планеты) позволяет измерить температуру и/или альбедо дневного полушария и температурный контраст между полушариями. Если удается получить данные высокого качества, можно даже обнаружить вариации яркости и/или температуры по диску планеты.

27 января 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению фазовой кривой горячего нептуна LTT 9779 b с помощью инструмента NIRISS на борту JWST. Авторы в течение почти 22 часов измеряли полный блеск системы в 33 спектральных каналах в диапазоне от 0.6 до 2.85 мкм, захватив и транзит, и вторичный минимум. Это позволило не только измерить температуру дневного полушария LTT 9779 b и его альбедо, но и показать, что западная часть видимого диска планеты ярче в видимых лучах, чем восточная.

Горячий нептун LTT 9779 b был представлен в сентябре 2020 года. Его масса оценивается в 29.3 ± 0.8 масс Земли, радиус – в 4.7 ± 0.2 радиусов Земли, орбитальный период составляет всего 0.792 суток (19 часов). Планета вращается на расстоянии 3.9 звездных радиусов от солнцеподобной звезды спектрального класса G7 V, ее эффективная температура достигает 1978 ± 19 К.

В июле 2023 года были опубликованы результаты наблюдений вторичного минимума LTT 9779 b на спутнике ChEOPS. Глубина вторичного минимума соответствовала очень высокому альбедо планеты, 0.80 ^+0.10/_-0.17, что сравнимо с альбедо Венеры. Впрочем, исследователи не учли вклад собственного теплового излучения LTT 9779 b, которое на волнах больше 1 мкм должно быть значительным.

Широкий диапазон NIRISS позволил захватить и участок видимого диапазона, и инфракрасные лучи, где излучение раскаленной планеты наиболее интенсивно. Температура дневного полушария оказалась равной 2260 ± 50 К, при этом температура ночного полушария не превышает 1330 К, что говорит о низкой эффективности теплопереноса на ночную сторону. Усредненное альбедо в лучах с длиной волны 0.6-1.0 мкм, где вклад теплового излучения мал, составило 0.50 ± 0.07, при этом альбедо западной части диска достигает 0.79 ± 0.15, а восточной части – уменьшается до 0.41 ± 0.10. В целом отражательная способность планеты сравнима с отражательной способностью Сатурна или Урана.

Карта отражательной способности LTT 9779 b в видимых лучах в зависимости от долготы (внизу слева) и карта теплового излучения (внизу справа). Вверху слева и вверху справа показаны измеренные фазовые зависимости отраженного и теплового излучения планеты в сравнении с различными моделями.

Скорее всего, облака на LTT 9779 b состоят из силикатов магния, MgSiO₃ и/или Mg₂SiO₄. Они формируются над ночным полушарием и атмосферными потоками переносятся на дневную сторону, где постепенно испаряются и рассеиваются. Достоверность различия в альбедо между западной и восточной частями видимого диска планеты достигает 3.1 сигма.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.14016

 

 

20 января 2025
У яркой звезды HD 23074 (TOI-6054) открыты два транзитных мини-нептуна в резонансе 5:3

Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.8 до 4 радиусов Земли. Это очень распространенный тип планет, они встречаются повсеместно. Средней плотности этих планет отвечает несколько вариантов химического состава – от железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой, до водного мира, где вода составляет значительную долю массы планеты, а водорода нет или очень мало. Разумеется, допустимы и четырехслойные модели, в которых железокаменное ядро планеты окружено водной мантией и протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Чтобы определить химический состав таких планет, необходимо изучать их атмосферы методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Пока это было сделано всего для 5 мини-нептунов, и состав их атмосфер продемонстрировал большое разнообразие.

17 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух мини-нептунов у звезды HD 23074. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа NEID.

HD 23074 (TOI-6054) – яркая звезда спектрального класса F9 IV (по другим данным G0), удаленная от нас на 78.73 ± 0.12 пк. Ее масса оценивается в 1.11 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.66 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость в 3.33 ± 0.14 раз превышает солнечную. Звезда завершает свое пребывание на главной последовательности и примерно через 500 млн. лет превратится в красный гигант, ее возраст достигает 6.0 ± 1.1 млрд. лет.

Звезда попала на 19 и 59 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 7.501 и 12.564 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.65 ± 0.15 и 2.81 ± 0.18 радиусов Земли, соответственно. Чтобы измерить их массы, было получено 29 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью NEID со средней погрешностью единичного измерения 1.6 м/с.

Масса планеты b оказалась равной 12.4 ± 1.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.65 ^+0.86/_-0.71 г/куб.см. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.076 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.06, его эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) достигает 1360 ± 35 К.

Масса планеты c cоставляет 9.2 ± 2.0 масс Земли, что соответствует средней плотности 2.27 ^+0.73/_-0.60 г/куб.см. Орбита второй планеты еще эксцентричнее первой – ее эксцентриситет достигает 0.33 ± 0.08, большая полуось орбиты равна 0.108 ± 0.007 а.е. Эффективная температура планеты c оценивается в 1144 ± 29 К.

Планеты очень близки к орбитальному резонансу 5:3. Отклонение моментов транзитов обеих планет от строгой периодичности может достигать получаса, однако данных пока недостаточно, чтобы делать определенные выводы (зафиксировано только 8 транзитов планеты b и 4 транзита планеты c). Пребывание в резонансе делает систему устойчивой несмотря на то, что орбиты планет выглядят пересекающимися.

Планеты HD 23074 b и HD 23074 c (показаны голубой и фиолетовой точками с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли и массами меньше 15 масс Земли. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, зеленой линией показана модель с железокаменным ядром и водородной атмосферой массой 2% полной массы планеты. Синей и голубой линиями показаны модели с массовой долей воды 60% и 40% без существенной водородной атмосферы.

Состав обеих планет пока неизвестен. Они могут быть железокаменными суперземлями, окруженными водородно-гелиевыми оболочками массой 1.4% и 2.5% полной массы планеты, а могут состоять из горных пород и воды без существенной доли водорода, в последнем случае доля воды составит 37% и 60% для планет b и c, соответственно. Различить эти две возможности можно, наблюдая транзиты планет в линии гелия 1083 нм. В случае, если планеты сохранили первичные атмосферы, они должны интенсивно терять гелий, что будет выглядеть как увеличение видимого радиуса планет при наблюдениях в лучах с длиной волны 1083 нм. Эти наблюдения можно провести с наземных телескопов, не тратя дефицитное время JWST.

Авторы также планируют продолжить измерения лучевой скорости родительской звезды, чтобы уточнить массы транзитных планет и поискать возможные не транзитные планеты в этой системе.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.09095

 

 

17 января 2025
Распространенность аналогов Солнечной системы достигает 30%

Внесолнечная планетология демонстрирует нам не только огромное разнообразие экзопланет, но и планетных систем в целом. Планетные системы могут быть очень плоские и «взболтанные», орбиты планет – почти круговые и резко эксцентричные, соседние планеты могут формировать цепочки орбитальных резонансов, а могут разделяться широкими промежутками. Расположение небольших планет (мини-нептунов и суперземель) и газовых гигантов тоже различается в разных системах: как правило, «горячие юпитеры одиноки», а в системах с теплыми юпитерами нередки небольшие планеты на тесных орбитах. Еще не решен вопрос и об аналогах Солнечной системы – насколько распространены планетные системы знакомой нам архитектуры, и не является ли Солнечная система уникальной?

Известно, что распространенность газовых гигантов у солнцеподобных звезд составляет 16 ± 2%. Это означает, что только примерно одна солнцеподобная звезда из шести может похвастаться наличием планеты типа Юпитера. Однако появляются данные, что наличие у звезды небольших планет на тесных орбитах увеличивает вероятность обнаружить газовые гиганты на широких орбитах почти вдвое. Разные авторы приводят разные оценки этой вероятности: ~30%, 39 ± 7%, 41 ± 15%, 39 ± 12%. Похожее строение имеет и Солнечная система – газовые гиганты Юпитер и Сатурн находятся на широких орбитах, а маленькие планеты земного типа – на более тесных.

14 января 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная поискам долгопериодических планет-гигантов у звезд, у которых TESS обнаружила небольшие планеты. Авторы отобрали 47 мало активных медленно вращающихся звезд с массами от 0.5 до 1.5 солнечных масс и температурой фотосферы меньше 6250 К, имеющих транзитные планеты с радиусами 1-6 радиусов Земли. Исследователи измеряли лучевые скорости этих звезд преимущественно с помощью спектрографа HIRES, а также Levy, получив в среднем по 37 (но не меньше 25) измерений на одну звезду в течение 1109 суток (или примерно трех лет). Они искали колебания лучевой скорости, которые могли вызывать планеты-гиганты, или линейный и/или квадратичный дрейф лучевой скорости, вызванный объектами на очень широких орбитах.

В итоге было найдено 6 долгопериодических планет-гигантов (из них 4 были известны ранее или недавно открыты другими научными коллективами, две – обнаружены авторами статьи два года назад), а 6 звезд продемонстрировали дополнительный дрейф лучевой скорости. Поскольку этот дрейф может быть вызван как планетами-гигантами, так и более тяжелыми объектами – коричневыми карликами и маломассивными звездами, исследователи оценили распространенность планет с массами от 0.2 до 12.5 масс Юпитера и большими полуосями орбит от 1 до 10 а.е. в 30 ⁺¹⁴/_-12% – при условии, что у родительской звезды есть хотя бы одна планета радиусом 1-4 радиусов Земли и периодом меньше 10 суток. Как можно видеть, эта оценка в пределах погрешностей согласуется с оценками других авторов.

Авторы пришли к выводу, что планетные системы с таким строением (небольшие планеты вблизи звезды, планеты-гиганты на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом) возникают в результате эволюции невозмущенных или мало возмущенных (динамически холодных) протопланетных дисков.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.06342

 

 

15 января 2025
TOI-5108 b и TOI 5786 b: еще два субсатурна от TESS

Субсатурнами принято называть планеты, промежуточные по своим свойствам между свойствами Нептуна и Сатурна, т.е. с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли и массами примерно от 20 до 80 масс Земли. Все они окружены водородно-гелиевыми оболочками, масса которых может варьироваться в широких пределах. Если массовая доля водородной оболочки превышает 50%, планета считается легким газовым гигантом, в противном случае – тяжелым нептуном.

8 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению еще двух субсатурнов TOI-5108 b и TOI 5786 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов MaHPS, SOPHIE и TRES.

TOI-5108 – солнцеподобная звезда немного ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость на 70% больше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5108 достигает 5.8 ± 1.0 млрд. лет, она удалена от нас на 131.1 ± 0.6 пк.

При радиусе 6.6 ± 0.1 радиусов Земли масса TOI-5108 b составляет 32 ± 5 масс Земли (0.101 ± 0.016 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 0.60 ± 0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.073 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 6.75358 суток. Эффективная температура TOI-5108 b достигает 1180 ± 40 К.

TOI-5786 еще ярче и горячее: ее спектральный класс F7 V. Масса звезды составляет 1.23 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 1.36 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза больше солнечной. Возраст звезды оценивается в 2.5 ± 0.7 млрд. лет.

На расстоянии 1.03 ± 0.01 угловых секунд (199.6 ± 2.1 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M5 V. Система удалена от нас на 193.8 ± 0.5 пк.

Кривая блеска TOI-5786 продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 6.99841 ± 0.00002 и 12.77911 ± 0.00002 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.83 ± 0.16 и 8.54 ± 0.13 радиусов Земли, соответственно. Измерения лучевой скорости звезды позволили определить только массу внешней планеты – она оказалась равной 73 ± 9 масс Земли (0.23 ± 0.03 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 0.64 ± 0.08 г/куб.см. На массу внутренней планеты был наложен верхний предел в 36 масс Земли, ее эффективная температура – 1260 ± 40 К.

Сравнение с моделями планет-гигантов показало, что массовая доля водородно-гелиевой оболочки в составе TOI-5108 b составляет 38%, а в составе TOI-5786 b – 74%. По формальным признакам первая планета является тяжелым нептуном, а вторая – легким газовым гигантом. Для определения массы внутренней планеты TOI-5786 c нужны наблюдения с помощью спектрографов, более точных, чем SOPHIE или MaHPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.03803

 

 

11 января 2025
TOI-1295 b, TOI-2580 b, TOI-6016 b и TOI-6130 b: горячие юпитеры у ярких F-звезд

Открытия горячих юпитеров давно стало рутиной. Для обнаружения планет этого типа не нужно ни мощных телескопов, ни очень чувствительных спектрографов, их открывают и транзитным методом, и методом лучевых скоростей. К настоящему моменту количество известных горячих юпитеров превысило шесть сотен и продолжает увеличиваться практически еженедельно. Это достаточно большое количество для обнаружения статистических закономерностей и лучшего понимания процессов формирования и эволюции планет-гигантов.

9 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще четырех транзитных горячих юпитеров. Все они были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Для измерения масс всех 4 планет использовался новый спектрограф MaHPS, установленный на 2.1-метровом телескопе обсерватории Вендельштейн в Германии. Для измерения масс TOI-2580 b и TOI-6016 b также использовались архивные измерения спектрографов NEID и TRES.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TOI-1295	388 ± 5	1.38 ± 0.08	1.70 ± 0.03	3.86 ± 0.11	0.26 ± 0.06	2.0 ± 0.3
TOI-2580	379 ± 5	1.33 ± 0.08	1.81 ± 0.06	4.13 ± 0.21	0.26 ± 0.06	2.0 ± 0.4
TOI-6016	365 ± 4	1.31 ± 0.08	1.51 ±0.03	2.89 ± 0.08	0.28 ± 0.06	0.3 ± 0.1
TOI-6130	221 ± 3	1.16 ± 0.07	1.16 ± 0.03	1.54 ± 0.05	0.18 ± 0.06	1.3 ± 0.2

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-1295 b	3.19688	0.047 ± 0.002	0.024 ± 0.020	1.42 ± 0.08	1.40 ± 0.08	0.65 ± 0.05	2360 ± 50
TOI-2580 b	3.39775	0.048 ± 0.003	0.08 ± 0.04	0.63 ± 0.08	1.55 ± 0.05	0.22 ± 0.04	2410 ± 60
TOI-6016 b	4.02369	0.055 ± 0.002	0	1.17 ± 0.09	1.22 ± 0.03	0.81 ± 0.08	1890 ± 40
TOI-6130 b	2.39268	0.036 ± 0.002	0.036 ± 0.018	1.05 ± 0.06	1.28 ± 0.03	0.64 ± 0.06	1750 ± 40

Новые планеты (показаны цветными иксами) на диаграмме «Радиус – Масса» среди других транзитных экзопланет-гигантов. Обычно оси задаются наоборот: по оси абсцисс масса, по оси ординат радиус.

Как можно видеть, из-за высоких температур все планеты раздуты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.04383

 

 

10 января 2025
Измерена масса субсатурна TOI-6038A b

Субсатурнами называют планеты, промежуточные по своим свойствам между свойствами Нептуна и Сатурна, т.е. с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли и массами примерно от 20 до 80 масс Земли. В Солнечной системе таких планет нет. По своим физическим свойствам субсатурны могут быть тяжелыми нептунами, легкими газовыми гигантами или чем-то промежуточным. Границу между этими типами планет принято проводить по массовой доле водородно-гелиевой оболочки: если она больше 50%, то планета считается газовым гигантом, в противном случае – нептуном.

7 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию субсатурна у главного компонента широкой пары TOI-6038A. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PARAS-2, недавно установленного на 2.5-метровом телескопе обсерватории на горе Абу в Индии.

TOI-6038A (TIC 194736418) – звезда позднего F-класса, удаленная от нас на 177.2 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 1.29 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.65 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 3.4 ± 0.3 раза больше светимости Солнца. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 3.65 ± 0.9 млрд. лет.

На расстоянии 17.87 угловых секунд (3217 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон TIC 194736419 спектрального класса K со светимостью примерно вдвое меньше солнечной.

TOI-6038 попала на 18 и 58 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 5.82673 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 6.4 ± 0.2 радиуса Земли. Для определения радиуса планеты исследователи учли световое загрязнение, создаваемое компаньоном (обе звезды попадают на один пиксель матрицы TESS).

Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 29 измерений лучевой скорости звезды на PARAS-2 со средней погрешностью 8.3 м/с. Масса TOI-6038A b оказалась равной 78.5 ± 9.9 масс Земли (0.25 ± 0.03 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 1.62 ± 0.24 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.069 ± 0.001 а.е. (9 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 1439 ± 25 К.

Планета TOI-6038A b (подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой и эффективной температурой от 500 до 2000 К. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена в левой части графика. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, пунктирной черной линией показана линия равной плотности 1.62 г/куб.см. Бледно-розовой полосой показана область субсатурнов. Для сравнения приведены также Уран, Нептун и Сатурн (показаны черными кружками).

Сравнение параметров TOI-6038A b с моделями показало, что доля тяжелых элементов в ее составе достигает 74 ± 10%, т.е. перед нами тяжелый нептун. На водородно-гелиевую оболочку приходится около 26% массы, но ~86% объема, протяженность оболочки оценивается в 3.07 ± 0.28 радиуса Земли, т.е. около половины радиуса планеты.

Авторы обсудили, как TOI-6038A b могла оказаться на своей текущей орбите. Наличие звездного компаньона намекает на то, что планета могла мигрировать внутрь системы в результате высокоэксцентричной миграции с дальнейшим скруглением орбиты приливными силами. Однако характерное время скругления примерно равно возрасту системы, при этом орбита выглядит круговой. Быть может, планета перешла на тесную орбиту путем спокойной миграции в протопланетном диске? Ответ на этот вопрос можно получить, измерив наклонение плоскости орбиты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина, амплитуда которого ожидается равной 7 м/с. Возможно, это будет сделано в ближайшее время.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.02272

 

 

7 января 2025
В атмосфере планеты GJ 504 b обнаружен аммиак

Планета-гигант GJ 504 b была обнаружена на инфракрасных снимках телескопа Субару в 2013 году. До сих пор это одна из самых прохладных планет, для которых получены прямые изображения, ее эффективная температура близка к 500 К. Сравнение блеска планеты в различных полосах инфракрасного диапазона показало, что планета практически лишена облаков, а в ее атмосфере присутствует метан. Расстояние между планетой и звездой достигает 44.4 ± 0.7 а.е. (в проекции на небесную сферу), т.е. она по меньшей мере в полтора раза дальше от своей звезды, чем Нептун от Солнца. Это означает, что орбитальный период планеты достигает сотен лет, что затрудняет измерение ее массы методом лучевых скоростей. В зависимости от принятого возраста масса GJ 504 b может составлять от 1.3 ^+0.6/_-0.3 масс Юпитера (при возрасте 21 ± 2 млн. лет) до 23.3 ± 10 масс Юпитера (при возрасте 4.0 ± 1.8 млрд. лет).

3 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям GJ 504 b с помощью инструмента MIRI на борту JWST. Наблюдения проводились 4 июля 2023 года с применением коронографа в трех фильтрах F1065C, F1140C и F1550C, т.е. в лучах с длиной волны 10.6, 11.3 и 15.5 мкм.

Изображение планеты GJ 504 b (на левом рисунке подписана), полученное MIRI/JWST в фильтрах F1065C, F1140C и F1550C. Положение родительской звезды показано зеленой звездой, ее излучение погашено коронографом.

Измерение блеска GJ 504 b в разных спектральных полосах позволило уточнить ее эффективную температуру (512 ± 10 К) и радиус (1.08 ± 0.04 радиусов Юпитера). Содержание тяжелых элементов в ~3.5 раза превышает солнечное значение. Относительно меньший блеск планеты в лучах с длиной волны ~10.6 мкм вызван поглощением в спектральной полосе аммиака, который обнаружен с достоверностью 12.5 сигма. Это первое надежное обнаружение аммиака в атмосфере планеты, наблюдаемой на снимках.

Слева: составной эмиссионный спектр GJ 504 b, полученный различными инструментами. Данные MIRI показаны красными точками. Черная линия показывает эмиссионный спектр для наилучшей модели планеты с температурой 512 К, радиусом 1.08 радиусов Юпитера и металличностью [Fe/H] = 0.54. Справа вверху: более детально показанный участок эмиссионного спектра в диапазоне 10-16 мкм. Справа внизу: полоса поглощения аммиака.

Сравнение размеров и температуры GJ 504 b с моделями показало, что возраст планеты составляет от 400 млн. до 1 млрд. лет, а масса не превышает 17 масс Юпитера. Скорее всего, она значительно меньше и попадает в диапазон планетных масс. Будущие наблюдения формы спектральных линий помогут точнее определить ускорение свободного падения в атмосфере GJ 504 b, а значит – и ее массу.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.00104

 

 

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 2024_1 2024_2