16 сентября 2019
Водяной пар в атмосфере мини-нептуна K2-18 b

Планета K2-18 b была представлена в 2015 году. Это мини-нептун с радиусом 2.71 ± 0.07 радиусов Земли, вращающийся вокруг сравнительно близкого и яркого красного карлика спектрального класса M3 V с орбитальным периодом 32.94004 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты (265 ± 5К в предположении альбедо, равного 0.3) очень близка к эффективной температуре Земли. Масса K2-18 b, определенная методом лучевых скоростей, оценивается в 8.63 ± 1.35 масс Земли, что приводит к средней плотности ~2.4 г/куб.см. К сожалению, эта плотность слишком низка, чтобы планета могла считаться землеподобной.

Яркость родительской звезды (+8.89 в полосе K), оптимальный температурный режим планеты и ее размеры, не имеющие аналогов в Солнечной системе, привлекают к системе K2-18 повышенный интерес. 11 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи (ведущие авторы Bjorn Benneke и Angelos Tsiaras), посвященные обнаружению в атмосфере планеты водяного пара и облаков из водяного льда.

Чтобы получить трансмиссионный спектр K2-18 b, обе группы исследователей пронаблюдали 8 транзитов планеты с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» (WFC3). Полное время наблюдений составило 6.5 часов. Кроме того, авторы учли наблюдения транзитов K2-18 b в обоих рабочих каналах «Спитцера» (т.е. в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм). В результате был получен трансмиссионный спектр, в котором явно прорисовалась полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм. Группа Беннеке обнаружила водяной пар с достоверностью 3.9 сигма, группа Циараса – с достоверностью 3.6 сигма.

Трансмиссионный спектр планеты K2-18 b (из работы Benneke). Экспериментальные точки в интервале от 1.1 до 1.6 мкм – данные «Хаббла», два замера для 3.6 и 4.5 мкм – данные «Спитцера», замер в полосе от 0.5 до 0.9 мкм – данные «Кеплера». Синим цветом показаны различные модели атмосферы мини-нептуна. Заметна полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм.

Сравнение трансмиссионного спектра с различными моделями атмосферы мини-нептуна показало, что в атмосфере K2-18 b доминирует водород (этот вывод сделан обеими группами авторов). Отношение O/H оценивается в 1-300 солнечного (наиболее вероятное значение ~20). Верхушки облаков, сложенные кристаллами водяного льда, находятся на уровне давлений 30-300 миллибар (наиболее вероятное значение – 100 миллибар). В нижней толще облаков льдинки плавятся, а еще ниже идет дождь.

Положение верхушек облаков из водяного льда в зависимости от разного отношения O/H в атмосфере планеты (из работы Benneke).

К сожалению, регистрация таких знакомых и привычных водных облаков на планете, получающей почти столько же энергии, сколько получает Земля от Солнца, не означает ее потенциальной обитаемости. K2-18 b окутана протяженной водородной атмосферой, простирающейся на тысячи километров. Даже если у этой планеты есть твердая поверхность, атмосферное давление там, скорее всего, многократно превышает давление на дне Марианской впадины, а температура высока благодаря мощному парниковому эффекту. Однако открытие водяного пара в атмосфере мини-нептуна открывает дорогу аналогичным поискам в атмосферах планет меньшего размера, по своим свойствам больше напоминающих Землю.

Детальное изучение состава атмосферы K2-18 b станет возможно с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году.

Возможный облик планеты K2-18 b с точки зрения художника НАСА. Кредит изображения: https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/heic1916a.jpg

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.04642.pdf
https://arxiv.org/pdf/1909.05218.pdf

 

 

10 сентября 2019
В системе Kepler-88 открыта третья (не транзитная) планета

«Кеплер» обнаружил множество планетных систем с планетами, близкими к орбитальным резонансам низкого порядка (это означает, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа). В этом случае гравитационное взаимодействие планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ таких вариаций (тайминг транзитов или TTV-метод) позволяет обнаруживать дополнительные не транзитные планеты, а в случае, если обе резонансные планеты оказываются транзитными, измерять их массы.

Система Kepler-88 (KOI-142) была представлена в 2013 году. Она включает в себя одну транзитную планету – очень теплый нептун Kepler-88 b с орбитальным периодом 10.95 суток и радиусом 3.44 радиусов Земли, вращающейся вокруг молодой солнцеподобной звезды массой 0.99 ± 0.024 солнечных масс и радиусом 0.897 ± 0.016 солнечных радиусов. Транзиты Kepler-88 b заметно отклоняются от линейных эфемерид, что позволило почти сразу же обнаружить вторую (не транзитную) планету Kepler-88 c с массой около 200 масс Земли и орбитальным периодом ~22.34 суток. Орбиты обеих планет отличались небольшим, но заметным эксцентриситетом, чуть меньшим 0.06, а линии апсид находились в противофазе (т.е. угол между аргументами перицентров составил 180 ± 2°).

6 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей планеты в этой системе. Чтобы подтвердить наличие второй планеты, измерить массу первой и поискать в системе дополнительные тела, авторы статьи с 2013 по 2019 годы измеряли лучевые скорости звезды Kepler-88 с помощью спектрографа HIRES. Всего было получено 40 замеров с погрешностью единичного замера 2.5-3 м/с.

Помимо колебаний с периодом 22.27 ± 0.005 земных суток, явно обусловленных второй планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом около 4 лет и полуамплитудой около 60 м/с, что свидетельствовало о наличии в этой системе планеты-гиганта на сравнительно широкой орбите.

Чтобы уточнить параметры всех трех планет, авторы построили фотодинамическую модель этой системы, приняв во внимание как замеры лучевых скоростей, так и точное время транзитов планеты b. Это позволило довольно точно оценить параметры всех трех планет. Масса первой планеты оказалась равной 9.5 ± 1.2 масс Земли, что при радиусе 3.438 ± 0.076 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.29 ± 0.16 г/куб.см – перед нами типичный нептун. Масса второй планеты Kepler-88 c оказалась равной 0.674 ± 0.017 масс Юпитера, а наклонение ее орбиты – 93.14 ± 0.68° – планета «почти транзитная». Орбитальный период второй планеты составил 22.2649 ± 0.0007 земных суток. Таким образом, подтвердилось, что планеты b и c очень близки к резонансу 2:1, а эксцентриситеты их орбит немного меньше 0.06.

Авторы отмечают, что массы второй планеты, полученные TTV-методом и методом лучевых скоростей, находятся в очень хорошем согласии друг с другом (0.685 и 0.67 ± 0.033 масс Юпитера).

Третья планета Kepler-88 d имеет минимальную массу (параметр m sin i) 3.02 ± 0.19 масс Юпитера. К сожалению, наклонение ее орбиты из имеющихся данных оценить не удалось, так что истинная масса остается неизвестной. Анализ динамической устойчивости показывает, что трехпланетная система остается устойчивой вплоть до массы третьей планеты ~20 масс Юпитера. Kepler-88 d вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.464 ± 0.035 а.е. и эксцентриситетом 0.43 ± 0.05, и делает один оборот за 1414 ⁺²⁷/_-23 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.40 до 3.528 а.е., т.е. в 2.5 раза, ее средний температурный режим соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов.

Впрочем, возможно, перед нами не одна эксцентричная планета, а суперпозиция двух планет-гигантов на круговых орбитах в резонансе 2:1 (при небольшом количестве RV-замеров эти два варианта трудно различимы). Авторы планируют провести плотный мониторинг лучевых скоростей звезды Kepler-88 в период с ноября 2019 года по июнь 2020 года (где-то в этот период Kepler-88 d должна пройти перицентр), и определить, какая из гипотез ближе к истине.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.02427.pdf

 

 

30 августа 2019
HR 5183 b: массивный аналог Юпитера на резко эксцентричной орбите

И транзитный метод, и метод измерения лучевых скоростей наиболее чувствительны к планетам на тесных орбитах. Известно очень мало планет, удаленных от своих звезд далее 5 а.е. Поэтому свойства внешних частей планетных систем до сих пор остаются практически неизвестными. Конечно, несколько десятков планет на широких орбитах было открыто на снимках, полученных в инфракрасном диапазоне, но все эти планеты – массивные гиганты, вращающиеся вокруг очень молодых звезд, нагретые до высоких температур и излучающие за счет собственных запасов тепла.

Чувствительность метода измерения лучевых скоростей родительских звезд к долгопериодическим планетам ограничена продолжительностью наблюдений. Чтобы надежно обнаружить планету, необходимо, чтобы она совершила хотя бы один оборот вокруг своей звезды. Если оборот не завершен, и мы видим только часть орбиты – это сильно уменьшает точность определения параметров планеты. Многие RV-обзоры ведут наблюдения уже более 20 лет, что позволяет обнаруживать планеты с такими (и даже несколько большими) орбитальными периодами.

28 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у яркой звезды HR 5183 (HD 120066). Начиная с 1997 года, лучевые скорости этой звезды регулярно измеряются спектрографом HIRES на Кеке, с 1999 года – спектрографом Tull на обсерватории Мак-Дональда, а с 2013 года – еще и спектрографом APF. Всего было получено 357 замеров (78 на HIRES, 175 на Tull и 104 на APF). И если в первые 10 лет мониторинга лучевая скорость звезды оставалась примерно постоянной, то потом звезда начала быстро ускоряться под действием притяжения массивной планеты. В 2018 году изменение скорости сменило знак, что означало, что планета прошла перицентр. Рисунок изменения лучевой скорости звезды соответствовал наличию планеты на эксцентричной орбите, причем орбитальный период планеты достигал 74 ⁺⁴³/_-22 земных лет! Таким образом, HD 120066 b стала самой долгопериодичной планетой, обнаруженной RV-методом.

HR 5183 (HD 120066, HIP 67246) – звезда спектрального класса G0, удаленная от нас на 31.49 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.53 ± 0.06 солнечных радиусов. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 7.7 ± 1.4 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HR 5183 b составляет 3.23 ± 0.15 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 18 ⁺⁶/_-4 а.е. и эксцентриситетом 0.84 ± 0.04. Если ее удаленность в апоцентре определена плохо, то наблюдение прохождения перицентра довольно точно очертило ближайшую к звезде часть орбиты – расстояние в перицентре оценивается в 2.88 ± 0.09 а.е.

Пока неясно, как планета HR 5183 b оказалась на своей необычной орбите. На проективном расстоянии ~15 тыс. а.е. от родительской звезды находится оранжевый карлик HIP 67291 спектрального класса K7 V, но их физическая связь еще не доказана (неопределенность взаимной скорости такова, что с вероятностью ~44% звезды связаны, а с вероятностью ~56% – пролетают друг мимо друга по гиперболическим траекториям). Однако (даже в случае связанной системы) HIP 67291 находится слишком далеко, чтобы существенно влиять на орбиту HR 5183 b.

Благодаря значительной массе и удаленности от родительской звезды планета является хорошей целью для астрометрических наблюдений. Авторы оценили, что «Гайя», скорее всего, сможет обнаружить движение звезды на небесной сфере, вызванное гравитационным влиянием планеты. Это, в свою очередь, позволит определить наклонение i орбиты HR 5183 b и ее истинную массу (пока известна только проективная масса m sin i).

Планета HR 5183 b (показана красной звездой) на плоскости «большая полуось орбиты – масса планеты» среди планет, обнаруженных разными методами. Планета находится в области параметров, промежуточных между областью, доступной методу лучевых скоростей, и областью, где горячие молодые планеты обнаруживаются на снимках в инфракрасном диапазоне.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.09925.pdf

 

 

26 августа 2019
Kepler-538 b: теплый мини-нептун с плотностью, близкой к земной

К настоящему времени открыто свыше 4 тысяч внесолнечных планет, и 3/4 из них имеет орбитальные периоды короче 50 земных суток. Это вызвано тем, что транзитный метод – самый продуктивный метод поиска экзопланет – наиболее чувствителен к самым близким к звезде планетам (вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой). Транзитных планет с орбитальными периодами свыше 50 суток известно очень мало, еще меньше известно долгопериодичных транзитных планет с измеренной массой (до открытия Kepler-538 b их было известно всего 10). Поэтому обнаружение каждой такой планеты вызывает повышенный интерес.

26 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья про измерение массы транзитного мини-нептуна Kepler-538 b. Планета впервые была представлена в 2016 году как прошедшая статистическое подтверждение (валидацию). Ее орбитальный период достигает 81.74 земных суток, радиус близок к 2.2 радиусам Земли. Kepler-538 b вращается вокруг солнцеподобной звезды немного легче и тусклее Солнца, поэтому ее температурный режим довольно умеренный – эффективная температура в предположении альбедо, равного 0.3 (альбедо Земли), составляет ~380К (температурный режим, промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Поскольку планета вращается вокруг сравнительно яркой звезды (+11.27 видимой звездной величины), была надежда измерить ее массу методом лучевых скоростей. С этой целью авторы исследования получили 83 замера лучевой скорости Kepler-538 с помощью спектрометра HARPS-N, а также воспользовались замерами, полученными другими авторами: 26 с помощью спектрографа HIRES и 2, полученными спектрографом TRES. Большое количество измерений позволило измерить слабый RV-сигнал, наводимый планетой – полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды с периодом, равным орбитальному периоду Kepler-538 b, составила всего 1.69 ± 0.39 м/с – меньше погрешности единичного замера!

Таким образом, масса планеты оказалась равной 10.6 ± 2.5 масс Земли, что при радиусе 2.215 ^+0.040/_-0.034 радиуса Земли приводит к средней плотности 5.4 ± 1.3 г/куб.см. Эта плотность слишком низка для планеты железокаменного или даже чисто каменного состава, так что Kepler-538 b или включает в свой состав 25-50% льдов (преимущественного водяного льда), или окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Планета Kepler-538 b (подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Для сравнения показаны также Земля и Венера. Серыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет (снизу вверх) чисто железного, железокаменного в пропорции 1:1, чисто каменного, ледно-каменного в пропорции 1:3 и 1:1, и чисто ледяного состава.

Из-за невысокой температуры планеты шкала высот в атмосфере Kepler-538 b также будет невелика, что делает ожидаемый трансмиссионный спектр планеты плоским даже в предположении чистой (безоблачной) атмосферы. Моделирование трансмиссионного спектра, проведенное авторами исследования, показало, что космический телескоп им. Джеймса Вебба едва ли сможет быть полезным в изучении атмосферы этой планеты, придется ждать ввода в строй наземных телескопов нового поколения (TMT и т.п.)

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.08585.pdf

 

 

20 августа 2019
У планеты LHS 3844 b нет атмосферы

Планета LHS 3844 b была представлена в октябре 2018 года как одно из первых открытий миссии TESS. Радиус планеты оценивается в 1.32 ± 0.02 радиуса Земли, орбитальный период составляет всего 11.1 часов, масса пока не известна. Эта горячая суперземля вращается вокруг тусклого красного карлика LHS 3844 со светимостью в ~368 раз меньше светимости Солнца, поэтому согласно расчетам эффективная температура планеты была довольно умеренная – 805 ± 20К.

4-8 февраля 2019 года (на протяжении более 100 часов!) звезду LHS 3844 наблюдал «Спитцер» в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Удалось отследить фазовую кривую и зафиксировать вторичный минимум глубиной 380 ± 40 ppm (падение блеска системы при заходе планеты за звездный диск). Это, в свою очередь, позволило определить яркостную температуру дневного полушария (1040 ± 40К) и убедиться в крайне неэффективном теплопереносе на ночную сторону. В пределах погрешностей измерения температура вечно ночной стороны планеты равна нулю (точнее, попадает в интервал 0-710К).

Высокая температура дневного полушария говорит о низком альбедо, которое, с достоверностью 2 сигма (95%), не превышает 0.2. «Горячее пятно» почти не сдвинуто относительно подзвездной точки. Радиус планеты в ИК-лучах в пределах погрешностей совпадает с радиусом в видимом свете. Все это свидетельствует в пользу каменистого тела, почти лишенного плотной атмосферы, которая могла бы выровнять тепловой баланс и смягчить температурные контрасты.

Фазовая кривая и вторичный минимум в системе LHS 3844 (слева) и распределение температур на дневном полушарии планеты LHS 3844 b (справа).

Авторы рассмотрели различные варианты горных пород, слагающих поверхность планеты, и нашли, что лучше всего отражающая и излучающая способность согласуется с базальтами и ультрамафитами (смесью оливина, пироксена и кальциевого амфибола). Иначе говоря, горные породы LHS 3844 b напоминают поверхность Меркурия и лунные моря. По всей видимости, облик планеты сформировали многократные и обширные вулканические извержения.

Исследователи также изучили возможность наличия у LHS 3844 b атмосферы. Они рассмотрели несколько вариантов атмосферы, состоящей из кислорода, азота и углекислого газа (в различных пропорциях). Чистая углекислотная атмосфера исключена вплоть до давления 0.006 бар (соответствующего атмосфере Марса)! Также исключена атмосфера любого состава с давлением у поверхности свыше 10 бар (с достоверностью 99.7%). Расчеты авторов показывают, что разреженная атмосфера неустойчива относительно ее «выдувания» звездным ветром, так что, скорее всего, атмосферы у LHS 3844 b нет (разве что она пополняется время от времени вулканическими извержениями).

Возможный облик LHS 3844 b по мнению художника НАСА.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.06834.pdf
https://www.nasa.gov/feature/jpl/nasa-gets-a-rare-look-at-a-rocky-exoplanets-surface

 

 

19 августа 2019
Система GJ 1061: три землеподобные планеты, одна в обитаемой зоне

Проект Красная точка (Red Dots collaboration) посвящен поискам планет у самых ближайших звезд (ближе 5 пк). Наблюдательная стратегия состоит в последовательном очень плотном мониторинге какой-либо одной звезды, включающем в себя измерение ее лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS и одновременные фотометрические наблюдения.

Ближе 5 пк расположено 15 одиночных и кратных звезд, в подавляющем большинстве красных карликов. В рамках проекта Красная точка уже были открыты планеты у Проксимы Центавра и звезды Барнарда.

14 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию сразу трех планет у красного карлика GJ 1061. Авторы в течение 54 ночей (в июле-сентябре 2018 года) измеряли лучевые скорости звезды на HARPS с точностью 1 м/с, кроме того, они воспользовались 114 замерами, полученными ранее. Лучевая скорость GJ 1061 продемонстрировала три когерентных колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Природа еще одного колебания остается неясной. Авторы пришли к выводу, что вокруг этой звезды вращаются как минимум три планеты, близкие к орбитальному резонансу 1:2:4.

GJ 1061 (L 372-58) – одиночный красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный от нас на 3.673 ± 0.001 пк, это 20-я звезда в списке ближайших к Солнцу. Ее масса оценивается в 0.12 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.156 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в ~588 раз меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и очень медленному вращению (один оборот совершается за ~130 суток), возраст звезды превышает 7 млрд. лет.

Ближайшая из трех планет GJ 1061 b имеет минимальную массу (m sin i) в 1.4 ± 0.2 масс Земли и орбитальный период 3.204 ± 0.001 земных суток. Она вращается вокруг своей звезды по примерно круговой орбите (e < 0.31) на среднем расстоянии 0.021 ± 0.001 а.е., ее температурный режим – промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Средняя планета GJ 1061 c несколько массивнее – 1.75 ± 0.23 масс Земли, она завершает один оборот за 6.689 ± 0.005 земных суток. Вращаясь на среднем расстоянии 0.035 ± 0.001 а.е., она получает 1.4 ± 0.2 той энергии, что получает Земля от Солнца. Однако маловероятно, что эта планета потенциально обитаема – плотная атмосфера должна создавать сильный парниковый эффект. Эксцентриситет орбиты GJ 1061 c не превышает 0.29.

Наконец, третья планета GJ 1061 d располагается в середине обитаемой зоны – на среднем расстоянии 0.054 а.е. Ее минимальная масса оценивается в 1.68 ± 0.25 масс Земли, а температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса (освещенность 0.6 ± 0.1 земной). Орбитальный период планеты d пока определен не очень хорошо (или 13.03 ± 0.03, или 12.43 ± 0.03 земных суток), еще хуже определен эксцентриситет (e < 0.53). Эта планета наиболее интересна с точки зрения потенциальной обитаемости – парниковый эффект, создаваемый плотной атмосферой, должен нивелировать меньшую, чем на Земле, освещенность, и делать температуру поверхности более-менее комфортной.

Кроме колебаний, вызванных тремя планетами, лучевая скорость звезды демонстрирует еще два колебания с периодом около 53 и около 130 земных суток, а также дополнительный линейный дрейф 1.8 ± 0.4 м/с в год. 130-суточные колебания связали с периодом вращения звезды вокруг своей оси, природа 53-суточных колебаний пока не ясна. Они могут быть также проявлением звездной активности, а могут быть вызваны 4-й планетой. Линейный дрейф, скорее всего, вызван более массивной планетой на широкой орбите. Ясность в этот вопрос внесут дальнейшие наблюдения.

Исследователи промоделировали движение планет в этой системе на протяжении 100 млн. лет и нашли ее устойчивой вплоть до наклонений в 10°. Однако такое наклонение маловероятно, и, скорее всего, массы планет не превышают 3 массы Земли.

Авторы подчеркивают эффективность наблюдательной стратегии проекта Красная точка и собираются продолжить мониторинг звезды GJ 1061 для лучшего понимания строения этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.04717.pdf

 

 

3 августа 2019
WASP-178 b, WASP-184 b, WASP-185 b и WASP-192 b: разнообразие горячих гигантов

C мая 2006 года до середины 2016 года проводила наблюдения южная ветвь самого успешного наземного транзитного обзора SuperWASP – WASPSouth. Обзор охватил обширную область небесной сферы со склонениями от +8° до -70°, за исключением богатых звездных полей Млечного пути. За более чем 2500 ночей были получены кривые блеска 10 млн. звезд 9-13 видимой звездной величины. С середины 2012 года к 20-сантиметровым телескопам обзора прибавились 8.5-сантиметровые, искавшие транзиты у более ярких звезд (6.5-11.5 звездной величины). Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE.

С середины 2016 года фотометрические измерения больше не ведутся – запуск космической миссии TESS сделал наземные наблюдения бессмысленными. Однако публикации о новых открытиях продолжают выходить до сих пор. Так, 29 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще четырех транзитных горячих гигантов WASP-178 b, WASP-184 b, WASP-185 b и WASP-192 b.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
WASP-178	418 ± 16	A1 V	2.07 ± 0.11	1.67 ± 0.07	?	0.21 ± 0.16
WASP-184	640 ± 28	G0	1.23 ± 0.07	1.65 ± 0.09	4.7 ± 1.1	0.12 ± 0.08
WASP-185	275 ± 6	G0	1.12 ± 0.06	1.50 ± 0.08	6.6 ± 1.6	-0.02 ± 0.06
WASP-192	495 ± 22	G0	1.09 ± 0.06	1.32 ± 0.07	5.7 ± 1.9	0.14 ± 0.08

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
WASP-178 b	0.0558 ± 0.001	< 0.08	3.34483	1.66 ± 0.12	1.81 ± 0.09	0.37 ± 0.07	2470 ± 60
WASP-184 b	0.0627 ± 0.0012	< 0.25	5.18170 ± 0.00001	0.57 ± 0.10	1.33 ± 0.09	0.32 ± 0.093	1480 ± 50
WASP-185 b	0.0904 ± 0.0017	0.24 ± 0.04	9.38735 ± 0.00002	0.98 ± 0.06	1.25 ± 0.08	0.665 ± 0.16	1160 ± 35
WASP-192 b	0.0408 ± 0.0008	< 0.25	2.87868	2.30 ± 0.16	1.23 ± 0.08	1.62 ± 0.41	1620 ± 60

Наиболее интересными из этих систем являются две – WASP-178 (HD 134004) и WASP-185.

Звезда WASP-178 имеет спектральный класс A1 V – это вторая в списке самых горячих звезд, у которых известны планеты. Благодаря сильному нагреву и мощному ультрафиолетовому излучению гигант WASP-178 b оказывается сильно «раздут», его эффективная температура (2470 ± 60К) – самая высокая среди планет с орбитальным периодом свыше 3 суток.

Планета WASP-185 b отличается относительно большим (для горячего юпитера) орбитальным периодом и заметным эксцентриситетом орбиты. Возможно, эксцентричная орбита объясняется его взаимодействием со звездным компаньоном родительской звезды, удаленным от нее на 4.6 угловых секунд (~1200 а.е. в проекции на небесную сферу). Впрочем, физическая связь обеих звезд еще не доказана. Авторы призывают с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина определить наклонение орбиты WASP-185 b к оси вращения звезды. В случае, если этот угол окажется велик, станет ясно, что в динамической истории планеты был эпизод перехода на высокоэксцентричную орбиту и ее постепенное скругление приливными силами, не завершившееся и по сей день.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.11667.pdf

 

 

1 августа 2019
Открыта третья (не транзитная) планета в системе GJ 357

3 мая 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у близкого красного карлика GJ 357 – транзитной «земли» GJ 357 b с периодом 3.93 земных суток и не транзитной суперземли GJ 357 c с периодом 9.125 земных суток. Транзиты внутренней планеты GJ 357 b были обнаружены TESS во время мониторинга 8 сектора. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью архивных данных целого ряда спектрометров (HIRES, UVES, CARMENES), наблюдавших звезду GJ 357 с 1998 года. Однако периодограмма помимо 3.93-суточного сигнала планеты b демонстрировала еще три когерентных колебания с периодами 9.125, 55.66 и 87.3 суток, природа которых оставалась неясной. После тщательного анализа маркеров звездной активности 9.125-суточные колебания были признаны имеющими планетную природу. Систему GJ 357 представили как двухпланетную.

Уже после отправки статьи в Архив авторы провели дополнительные замеры лучевой скорости GJ 357 с помощью спектрографа PFS и повторили анализ с новыми данными. Дело облегчалось низкой хромосферной активностью звезды и ее медленным вращением, признаком зрелого возраста (период вращения GJ 357 составляет 77.8 ± 2 земных суток). Колебания лучевой скорости с периодом 55.66 земных суток не сопровождались никакими признаками внутренней звездной активности, так что авторы пришли к выводу, что они также имеют планетную природу. Природа 87.3-суточных колебаний пока остается под вопросом.

Таким образом, строение системы GJ 357 на данный момент выглядит так.

Самой внутренней планетой является транзитная планета GJ 357 b массой 1.84 ± 0.31 масс Земли, радиусом 1.217 ± 0.084 радиусов Земли и средней плотностью 5.6 ^+1.7/_-1.3 г/куб.см, вращающаяся вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.035 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) 525 ± 11К. Вторая планета – суперземля GJ 357 c с минимальной массой 3.40 ± 0.46 масс Земли, вращающаяся на расстоянии 0.061 ± 0.004 а.е., ее эффективная температура 401 ± 11К. Таким образом, температурный режим второй планеты оказывается близким к температурному режиму Меркурия. Наконец, третья планета GJ 357 d имеет минимальную массу 6.1 ± 1 масс Земли, удалена от своей звезды на 0.204 ± 0.015 а.е., ее температурный режим соответствует температурному режиму Марса. Эксцентриситеты орбит всех трех планет неотличимы от нуля (соответствующие RV-сигналы являются синусоидальными).

Малые эксцентриситеты говорят о динамической не возмущенности этой системы, так что можно ожидать, что взаимные наклонения орбит планет не превышают нескольких градусов, и их истинные массы мало отличаются от минимальных. Однако радиусы внешних планет остаются неизвестными, поэтому мы ничего не можем сказать об их средней плотности и химическом составе. Если GJ 357 c, скорее всего, является суперземлей преимущественно железокаменного состава (массивным и горячим аналогом Венеры), то GJ 357 d может оказаться и супер-Ганимедом, и мини-нептуном.

Авторы планируют продолжить мониторинг лучевой скорости GJ 357 для выяснения природы 87.3-суточных колебаний и лучшего понимания строения этой интересной системы.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa35801-19.pdf

 

 

30 июля 2019
Система K2-146: два мини-нептуна в орбитальном резонансе 3:2

Согласно данным, полученным «Кеплером», самими распространенными планетами в Галактике являются мини-нептуны и суперземли – планеты с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна. По иронии судьбы планет такого размера в Солнечной системе нет. Состав и строение небесных тел этого размерного класса отличается удивительным разнообразием – среди них есть железокаменные планеты, массивные аналоги Меркурия и Венеры, планеты, включающие заметную долю водяного льда («супер-Ганимеды») и даже рыхлые «воздушные» планеты, окруженные протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Для определения состава экзопланет необходимо измерять и их радиусы, и массы. Радиусы планет определяются по глубине транзитов, но с массами ситуация более сложная. Для измерения масс небольших планет методом лучевых скоростей необходимы высокоточные спектрографы, а родительские звезды должны быть достаточно яркими, чтобы была возможность получать их спектры высочайшего качества. К сожалению, подавляющее большинство планет «Кеплера» вращается вокруг тусклых звезд, для которых этот метод не работает. Однако если вокруг звезды вращается сразу несколько транзитных планет, близких к орбитальным резонансам низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как простые целые числа), гравитационное взаимодействие таких планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов (TTV). Наблюдение таких вариаций (т.н. тайминг транзитов) позволяет измерять массы планет даже у тусклых звезд.

26 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные двухпланетной системе K2-146 – Kristine W. F. Lam (1) и Aaron Hamann (2). Тайминг транзитов позволил определить массы обеих транзитных мини-нептунов и оценить их средние плотности. Поскольку два научных коллектива изучали эту систему независимо, их результаты несколько различаются (однако согласуются друг с другом в пределах погрешностей, что прибавляет им надежности).

Звезда K2-146 ( EPIC 211924657) наблюдалась во время 5-й, 16-й и 18-й наблюдательных кампаний расширенной миссии «Кеплера» K2. Это красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 79.31 ± 0.45 пк. Оценки массы и радиуса K2-146 немного различаются – по данным Lam с коллегами они составляют 0.358 ± 0.042 и 0.350 ± 0.035 солнечных масс и радиусов, соответственно, а по мнению Hamann и его группы – 0.331 ± 0.009 и 0.33 ± 0.01 солнечных масс и радиусов. Несколько большие оценки радиуса звезды первой группы авторов закономерно приводят к большим значениям радиусов планет.

Во время 5-й наблюдательной кампании у звезды K2-146 был обнаружен транзитный мини-нептун K2-146 b с радиусом ~2.2 радиуса Земли и орбитальным периодом 2.67 суток. Отклонения моментов наступления транзитов от строгой периодичности достигали получаса, что говорило о наличии в системе дополнительной (не транзитной) планеты. Как потом выяснилось, вторая планета была «почти транзитной» – своим краем она чуть-чуть касалась звездного диска, но на тот момент этого не заметили. К 16-й и 18-й наблюдательным кампаниям прецессия плоскости орбиты второй планеты привела ее на звездный диск, уменьшив прицельный параметр с 1 до 0.95 и увеличив глубину транзитов втрое. Это позволило измерить орбитальный период (~4.0 суток) и определить, что обе планеты находятся в резонансе 3:2.

Измерение вариаций времени наступления транзитов обеих планет на протяжении трех наблюдательных кампаний позволило довольно точно определить их массы. Lam оценила массы планет K2-146 b и K2-146 c в 5.6 ± 0.7 и 7.1 ± 0.9 масс Земли, что при радиусах 2.25 ± 0.10 и 2.6 ^+1.8/_-0.4 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.7 ± 0.5 и 2.25 ^+1.88/_-1.85 г/куб.см.

У Hamann получились близкие значения масс – 5.77 ± 0.18 и 7.49 ± 0.24 масс Земли для планет b и c, но немного меньшие радиусы – 2.05 ± 0.06 и 2.19 ± 0.07 радиусов Земли, что приводит к средним плотностям 3.69 ± 0.21 и 3.92 ± 0.27 г/куб.см, соответственно. Как мы видим, Hamann с коллегами нашли радиус второго мини-нептуна куда более определенным, чем группа Lam, а средние плотности обеих планет у них выше. Однако в любом случае эти средние плотности слишком малы, чтобы планеты системы K2-146 оказались железокаменными. Скорее всего, они обе содержат значительную долю воды и/или окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.

Планеты системы K2-146 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами по Lam. Цвета планет отражают их эффективные температуры. Для сравнения черными ромбами показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля и Нептун. Изогнутыми черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава. Голубые штрихпунктирные линии показывают эти соотношения для водных планет с водородными атмосферами, составляющими 5%, 2% и 0.1% полной массы планеты, зеленая штрихпунктирная линия – для железокаменной планеты с водородной атмосферой массой в 1% полной массы планеты.

Планеты системы K2-146 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами по Hamann. Изогнутыми синими и коричневыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто ледяного, водно-силикатного, силикатного и земного состава (67% силикаты, 33% железо). Изогнутыми зелеными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для каменистых планет с водородно-гелиевыми атмосферами, на которые приходится 2%, 1%, 0.5% и 0.2% полной массы планеты.

Из-за прецессии орбиты планета K2-146 c периодичностью в сотни лет становится то транзитной, то не транзитной. Сейчас ее прицельный параметр уменьшается и через ~25 лет достигнет величины 0.4. Как только планета c станет целиком заходить на звездный диск (это отразится на форме транзитной кривой – у нее появится плоское дно), радиус планеты можно будет измерить точно.

В предположении нулевого альбедо эффективные температуры планет b и c составляют 590 и 520К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.11141.pdf
https://arxiv.org/pdf/1907.10620.pdf

 

 

25 июля 2019
Новый алгоритм обнаруживает небольшие планеты миссии K2, ранее скрытые в шумах

Космический телескоп им. Кеплера собрал огромный массив фотометрических данных, с помощью которого было обнаружено 2345 планет и более 2400 планетных кандидатов, причем 382 планеты были открыты в рамках расширенной миссии K2. Сейчас на орбите Земли работает фотометрическая миссия TESS, посвященная поискам транзитных планет у сравнительно ярких звезд. Миссии K2 и TESS схожи как по наблюдательным стратегиям (наблюдение ярких звезд в течение короткого промежутка времени), так и по различным систематическим погрешностям, вносимым в данные вследствие не слишком точной ориентации космических аппаратов или благодаря хромосферной активности целевых звезд. Аккуратный учет этих погрешностей способен заметно повысить точность фотометрических измерений, он помогает обнаруживать в данных слабые транзитные сигналы, до этого скрытые в шумах и никем не замеченные.

22 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная поиску дополнительных транзитных планет в 164 уже известных системах, обнаруженных миссией K2. Авторы создали новое программное обеспечение, позволяющее учитывать вибрацию космического телескопа и вызванное ею падение точности фотометрических замеров во время первых наблюдательных кампаний (с 0-й по 8-ю), а также звездную переменность, обусловленную пятнами. Кроме того, новый алгоритм способен обнаруживать планеты в резонансе 2:1, пропускаемые предыдущими автоматическими алгоритмами как гармоники уже известных планет.

Применив вновь созданное программное обеспечение, авторы обнаружили 4 новые транзитные планеты со сравнительно высоким отношением сигнал/шум (S/N > 9). При этом они подчеркнули, что не претендуют на полноту своего обзора – наоборот, исследования только начинаются.

Первая из найденных экзопланет – горячий мини-нептун K2-43 c с радиусом 2.42 ^+0.26/_-0.11 радиусов Земли и орбитальным периодом 2.20 земных суток. Звезда K2-43 (EPIC 201205469) наблюдалась в течение 1-й наблюдательной кампании. В 2016 году в этой системе была открыта планета K2-43 b – горячий нептун радиусом 4.51 ^+0.44/_-0.19 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.47 земных суток. Планеты удалены от своих звезд на ~5.9 и ~8.0 звездных радиусов, их эффективные температуры оцениваются в 1094 ⁺⁴⁴/_-21 и 939 ⁺³⁸/_-18 К. Вероятность ложного открытия планеты c – менее 0.17% даже без учета двойственности системы. Тот факт, что планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:2, уменьшает вероятность не планетной природы K2-43 c ниже 7·10^-5. Таким образом, новая планета прошла процедуру валидации.

Еще одна транзитная планета обнаружена у звезды K2-168 (EPIC 205950854), наблюдавшейся в рамках 3-й наблюдательной кампании K2. В 2016 году в этой системе была открыта суперземля K2-168 b радиусом 1.86 ^+0.24/_-0.11 радиусов Земли и орбитальным периодом 15.85 земных суток. Авторы обнаружили на кривой блеска K2-168 транзиты еще одной планеты K2-168 c радиусом 1.31 ^+0.14/_-0.06 радиусов Земли и орбитальным периодом 8.05 земных суток. Из-за близости орбитальных периодов к резонансу 2:1 и благодаря тому, что транзиты планеты c происходили близко по времени к транзитам планеты b, предыдущие автоматические алгоритмы принимали их за гармонику транзитов планеты b и не засчитывали. Вероятность не планетной природы K2-168 c оценивается в 0.083%, так что и она считается прошедшей валидацию. Эффективные температуры планет составляют 961 ⁺²⁰/_-10 и 766 ⁺¹⁶/_-8 К.

Обе системы (K2-43 и K2-168) близки к орбитальным резонансам низкого порядка, что делает их отличной целью для определения масс планет методом тайминга транзитов. В данных «Кеплера» заметных TTV-сигналов обнаружено не было, но это ни о чем не говорит – фотометрия обеих звезд снималась в «долгой» моде – каждые полчаса. Остается надеяться, что в будущем необходимые данные будут получены, а массы планет – определены.

Звезда K2-198 (EPIC 212768333) наблюдалась во время 6-й и 17-й наблюдательных кампаний миссии K2. Эта звезда весьма активная – из-за многочисленных пятен ее блеск квазипериодически меняется на 3%. В 2018 году рядом со звездой был обнаружен очень теплый нептун K2-198 b радиусом 4.19 ^+0.23/_-0.10 радиусов Земли и орбитальным периодом 17.04 земных суток. Применив свой алгоритм, авторы обнаружили на кривой блеска звезды две новые транзитные планеты с радиусами 1.42 ^+0.08/_-0.04 и 2.44 ^+0.13/_-0.06 радиусов Земли и орбитальными периодами 3.36 и 7.45 земных суток, соответственно. Эффективные температуры планет (от внутренней к внешней) составляют 1230 ⁺³²/_-16, 943 ⁺²⁵/_-12 и 716 ⁺¹⁹/_-9 К.

Небольшие внутренние планеты не были обнаружены ранее потому, что амплитуда звездной переменности превышала глубину транзитов, но после ее учета они стали хорошо заметными. Вероятность не планетной природы самой маленькой планеты c составляет 4.25·10^-4, для остальных она ниже 10^-6. Тем самым и эта система прошла процедуру валидации.

Авторы подчеркивают, что в данных, полученных «Кеплером», может скрываться еще множество транзитов небольших планет, замытых различными инструментальными эффектами и/или звездной переменностью. Новый алгоритм поможет выявить по крайней мере некоторые из них.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.08244.pdf

 

 

18 июля 2019
Открыта пятая планета в системе Kepler-82

В компактных плотно упакованных планетных системах, где планеты связаны друг с другом орбитальными резонансами низких порядков (это значит, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как простые числа, например, 2:1 или 3:2) взаимное гравитационное влияние планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ этих вариаций (т.н. тайминг транзитов, или TTV-метод) позволяет определять массы транзитных планет без измерения лучевых скоростей родительской звезды, а также обнаруживать дополнительные (не транзитные) планеты.

На протяжении 4 лет основной миссии «Кеплер» наблюдал одну и ту же область неба в районе созвездий Лебедя и Лиры. Однако в мае 2013 года после выхода из строя второго маховика системы ориентации эти наблюдения стали невозможны. Для продолжения наблюдений транзитов планет на Поле Кеплера и измерения их масс TTV-методом была организована наблюдательная сеть KOINet, объединившая 9 телескопов с апертурами от 0.8 до 3.5 м. Наблюдения с помощью телескопов большой апертуры позволяют даже сквозь неспокойную земную атмосферу фиксировать транзиты планет размерного класса нептунов.

16 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пятой (не транзитной) планеты в системе Kepler-82. Планета была обнаружена методом тайминга транзитов двух внешних планет, b и c.

Четырехпланетная система Kepler-82 (KOI-880) была представлена в 2012 году. Она включает в себя внутреннюю пару планет d и e с радиусами ~1.42 и ~2.34 радиусов Земли и орбитальными периодами 2.38 и 5.90 суток, и внешнюю пару b и c с радиусами 4.07 ^+0.24/_-0.10 и 5.34 ^+0.32/_-0.13 радиусов Земли и орбитальными периодами 26.44 и 51.54 суток, что близко к резонансу 2:1. Внешняя пара планет демонстрирует явные вариации времени наступления транзитов синусоидальной формы, которые, тем не менее, не находятся в противофазе, как бывает в большинстве подобных случаев. Попытки оценить массы обеих планет предпринимались неоднократно, но приводили к противоречивым и малоправдоподобным результатам (в частности, средняя плотность одной планеты оказывалась в ~14 раз больше плотности другой).

Чтобы разобраться в этой непростой ситуации, авторы статьи с помощью сети KOINet провели наблюдения нескольких транзитов планет b и c в период 2014-2018 гг. Как оказалось, реальное время наступления транзитов заметно отклонялось от предсказаний двухпланетной модели вплоть до того, что в трех случаях транзитов не наблюдалось вовсе. Исследователи построили динамическую модель системы Kepler-82 в поисках решения, которое воспроизвело бы все наблюдаемые транзитные события, но обнаружили, что для этого необходимо ввести пятую планету, находящуюся с внешней планетой c в резонансе 2:3. (Строго говоря, таких решений было два – с цепочкой резонансов 3:2:1 и 6:2:1, но второе решение хуже описывает данные и плохо согласуется со свойствами родительской звезды, так что авторы в результате его отбросили.)

Пятая планета Kepler-82 f является самой внешней в этой системе. Ее масса, вычисленная по влиянию на планету c, оценивается в 20.9 ± 1 масс Земли, радиус неизвестен. Орбитальный период внешней планеты достигает 75.732 ± 0.012 земных суток, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Эксцентриситеты всех трех внешних планет очень малы – 0.003 ± 0.002, 0.007 ± 0.002 и 0.0014 ^+0.0018/_-0.0010 для b, c и f, соответственно.

Учет влияния пятой планеты устранил неправдоподобную разницу в средних плотностях планет b и c. Теперь масса b оценивается в 12.15 ^+0.96/_-0.87 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ^+0.11/_-0.16 г/куб.см, а масса планеты c – в 13.9 ± 1.3 масс Земли (средняя плотность 0.494 ^+0.070/_-0.083 г/куб.см).

Планеты Kepler-82 b (показана красным) и Kepler-82 c (показана синим) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малых масс. Желтым цветом показаны планеты, чьи массы были измерены RV-методом, зеленым цветом – TTV-методом. Для сравнения также приведены Уран и Нептун.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы Kepler-82 (не учитывая внутренние планеты). Как оказалось, в отсутствии планеты f движение планет b и c является хаотическим, введение f делает систему устойчивой на протяжении 10 млрд. лет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.06534.pdf

 

 

12 июля 2019
Определена распространенность планет у М-звезд в окрестностях Солнца

Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает 70%. Планетные системы звезд красных карликов отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд – как правило, они включают в себя небольшие планеты (мини-нептуны, суперземли и планеты земного типа). Планеты-гиганты у М-звезд встречаются редко.

12 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу распространенности планет различных типов у близких красных карликов. Исследователи рассмотрели М-звезды, лучевые скорости которых регулярно измерялись спектрографами HARPS (327 звезд), HIRES (159 звезд), PFS (67 звезд) и UVES (102 звезды). Общее количество изученных звезд с массами от 0.1 до 0.65 солнечных масс достигло 426 штук (некоторые из них наблюдались сразу несколькими спектрографами). Кроме этого, авторы воспользовались опубликованными данными, полученными рядом других спектрографов и наблюдательных программ (AAT, APF, CORALIE и пр.) и тоже учли их в своем анализе.

Помимо поиска в данных когерентных колебаний, предположительно наведенных планетами, авторы отслеживали различные маркеры звездной активности. Если колебания лучевой скорости звезды сопровождались изменением ее блеска и/или коррелировали с признаками внутренней активности, они считались ложнопозитивами (т.е. имеющими не планетную природу). Все фильтры прошло 118 планетных RV-кандидатов, большинство из которых уже было открыто ранее.

Кандидаты были классифицированы по типам в соответствии с их минимальными (проективными) массами m sin i. К землям (планетам земного типа) отнесли планеты с минимальными массами менее 2 земных, к суперземлям – планеты с минимальными массами от 2 до 10 земных, к мини-нептунам – с минимальными массами от 10 масс Земли до массы Нептуна (~17 масс Земли), к нептунам – в интервале от массы Нептуна до массы Сатурна (17-95 масс Земли), и наконец к гигантам – в интервале от массы Сатурна до 13 масс Юпитера. Понятно, что это деление достаточно условное, потому что для каждой конкретной планеты остается неизвестным вклад множителя sin i, и планета с минимальной массой, попадающей в диапазон суперземель, вполне может оказаться нептуном и даже планетой-гигантом. Однако в среднем ошибка будет не существенной.

Кроме классификации по массам авторы ввели классификацию по тепловому режиму. Планеты, находящиеся в пределах обитаемых зон своих звезд, были названы «теплыми», находящиеся ближе внутреннего края обитаемой зоны – «горячими», находящиеся далее внешнего края – «холодными».

Ниже представлено распределение 118 планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа).

Распределение планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа). Черным цветом показано распределение планет более массивных красных карликов с массами от 0.43 до 0.65 солнечных масс, красным цветом – распределение планет менее массивных красных карликов с массами от 0.1 до 0.43 солнечных масс, белым цветом – их совокупное распределение.

В целом распространенность планет у красных карликов оказалась равной 2.39 ^+4.58/_-1.36 на одну звезду (с достоверностью 99%). Авторы особо подчеркнули, что не экстраполировали результаты за пределы текущего порога обнаружимости RV-планет, в логарифмической шкале на плоскости «минимальная масса – орбитальный период» лежащего примерно между точками с координатами (1 масса Земли, 10 суток) и (50 масс Земли, 10⁴ суток). Иначе говоря, речь идет только о планетах массивнее Земли и с орбитальными периодами короче 27 земных лет. Общее количество планет должно быть больше, так что оценку ~2.4 планеты на один красный карлик можно считать нижним пределом.

Обнаруженные планетные кандидаты (показаны красным цветом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Оттенками серого цвета показана вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Резкое уменьшение количества планет с орбитальными периодами 3-5 тысяч суток (8-14 лет) объясняется ограниченным временем наблюдений, препятствующим обнаружению долгопериодических планет.

Из 118 планетных кандидатов нет ни одного с минимальной массой выше 32 масс Земли и орбитальным периодом короче 10 суток, что накладывает верхний предел на распространенность таких планет в 0.27% на одну M-звезду. С уменьшением массы и увеличением орбитального периода количество планет быстро возрастает.

Распространенность планет в диапазоне минимальных масс от 1 до 1000 масс Земли и орбитальных периодов от 1 до 10 000 земных суток. Число в левом нижнем углу каждой клетки – вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Оттенками серого цвета показана распространенность планет в данной области параметров, приходящаяся на 1 звезду.

Ниже показано распределение планет по массам в линейной (слева) и логарифмической (справа) вертикальной шкале. Различными цветами показана суммарная распространенность планет каждого интервала масс с орбитальными периодами короче 3.2, 10, 32, 100, 320 и 1000 земных суток.

Распространенность земель и суперземель в обитаемой зоне оценили в 0.48 ^+0.46/_-0.16 (другими словами, примерно каждый второй красный карлик имеет в обитаемой зоне планету с массой от 1 до 10 масс Земли).

Чтобы хотя бы примерно оценить количество планет меньших масс, авторы обратились к данным, полученным «Кеплером». Однако тут есть свои тонкости. «Кеплер» искал планеты транзитным методом, который определяет радиусы планет, но не их массы. У планет нет своей «диаграммы Герцшпрунга-Рассела», которая однозначно связывала бы радиусы планет и их массы, массы планет одного радиуса могут различаться на порядок и даже больше. Поэтому авторы просто воспользовались оценкой распространенности планет с радиусами от 0.5 до 1 радиуса Земли и орбитальными периодами от 0.5 до 200 суток, данной Дрессинг и Шарбонно в 2015 году: 0.60 ^+0.9/_-0.7 на одну M-звезду. Поскольку планеты этого типа в настоящее время явно лежат под порогом обнаружения RV-методом, авторы прибавили эту величину к своим оценкам и получили, что каждый красный карлик в среднем имеет 3 планеты. Последняя оценка не учитывает маленькие планеты с орбитальным периодом больше 200 суток, так что распространенность 3 планеты на звезду можно считать нижним пределом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.04644.pdf

 

 

6 июля 2019
KMT-2018-BLG-0029L b: планета массой 6.4 масс Земли с температурным режимом Цереры

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать холодные маломассивные планеты, недоступные всем остальным методам. Однако по форме кривой блеска точно определяется лишь отношение масс компонент линзы q, а не сами массы, и для большинства микролинзовых планет известно только оно. Изучение зависимости количества микролинзовых планет от величины q показало, что существует резкий дефицит планет с малыми q, а планеты с q < 0.5·10^-4 вообще отсутствуют. Пока неясно, является ли этот дефицит следствием наблюдательной селекции, или он отражает реальный недостаток маломассивных планет за снеговой линией своих звезд. (От себя замечу, что в случае Солнца q = 0.5·10^-4 имела бы планета с массой ~16 масс Земли, так что наличие в Солнечной системе Урана и Нептуна говорит скорее в пользу наблюдательной селекции.)

28 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты с экстремально низким значением q = (1.81 ± 0.20)·10^-5. Планета была открыта корейским микролинзовым обзором KMTNet.

Событие микролинзирования KMT-2018-BLG-0029 было обнаружено 30 мая 2018 года во время тестирования нового алгоритма оповещения. 24 июня на кривой блеска фоновой звезды прорисовался дополнительный короткий пик в 0.4 звездной величины, свидетельствующий о двойственности линзы с малым значением q, т.е. о системе звезда+планета. 1-4 июля событие KMT-2018-BLG-0029 наблюдал космический ИК-телескоп «Спитцер», находившийся в тот момент на проективном расстоянии ~1.3 а.е. от Земли (другими словами, проекция отрезка Земля-«Спитцер» на плоскость, перпендикулярную направлению на событие, составила 1.3 а.е.). Дополнительные наблюдения, проведенные «Спитцером», позволили измерить микролинзовый параллакс и тем самым независимо оценить массу звезды-линзы и ее планеты.

Масса звезды KMT-2018-BLG-0029L оказалась равной 1.06 ± 0.20 солнечных масс. Находясь на главной последовательности, такая звезда имела бы ранний G или поздний F спектральный класс. Наблюдаемое загрязнение кривой блеска фоновой звезды, соответствующее источнику с абсолютной величиной +4.54 ± 0.22, полностью соответствует ожидаемому блеску звезды-линзы. Однако авторы исследования осторожно отмечают, что это очень хороший кандидат, но пока не достоверная регистрация звезды-линзы. Расстояние до системы составляет 2.73 ± 0.26 кпк.

Масса планеты KMT-2018-BLG-0029L b оценивается в 6.41 ^+0.89/_-0.75 масс Земли, в момент наблюдения их разделяло проективное расстояние 3.94 ± 0.35 а.е. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму главного пояса астероидов. Ничего похожего в Солнечной системе нет. Возможно, перед нами мини-нептун, окруженный первичной водородно-гелиевой атмосферой, а возможно – супер-Ганимед, наполовину состоящий из каменных пород и наполовину изо льда.

Авторы отмечают, что открытие микролинзовой планеты с таким малым отношением масс q стало возможным благодаря высокой частоте фотометрических замеров обзора KMTNet (раз в час) и наличию трех телескопов с апертурой 1.6 метров, разнесенных по долготе примерно на 120°. Еще более выгодной стратегией являются круглосуточные наблюдения, проводимые из космоса. Авторы приходят к выводу, что наземные наблюдения с низкой частотой нередко пропускают короткие события микролинзирования, вызванные маломассивными планетами, что и приводит к их кажущемуся дефициту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.11183.pdf

 

 

3 июля 2019
Три солнца в небе: землеразмерная планета у близкого красного карлика LTT 1445A

Методы трансмиссионной спектроскопии позволяют изучать состав и физические свойства атмосфер транзитных экзопланет. Однако, как правило, речь идет о транзитных планетах-гигантах, преимущественно горячих юпитерах, имеющих большие размеры и протяженные атмосферы с огромной шкалой высот (сотни километров против 8 км у Земли). Планеты земного типа – несравненно более трудная цель из-за своих маленьких размеров и компактных атмосфер, состоящих из тяжелых газов. Анализ возможностей строящихся наземных телескопов 30-метрового класса и 6-метрового космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году, показал, что этим инструментам будут доступны для изучения лишь атмосферы планет земного типа, вращающихся вокруг красных карликов с радиусом менее 0.3 солнечных и удаленных от нас не далее чем на 15 пк.

По последним данным внутри сферы с радиусом 15 пк находится 411 красных карликов с массами в интервале от 0.1 до 0.3 солнечных масс и, возможно, около 60 ультрахолодных карликов с массами менее 0.1 солнечных, но выше предела Кумара (т.е. все же являющихся звездами, а не коричневыми карликами). У некоторых из этих звезд уже обнаружены транзитные планеты – это GJ 1132 b, c, LHS 1140 b, c, LHS 3844 b и планеты системы TRAPPIST-1. Однако ближайшая из этих систем находится на расстоянии ~12 пк, а хочется найти что-нибудь поближе. И это было сделано – 26 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у красного карлика LTT 1445A.

LTT 1445 (GJ 3192, TOI-455) – иерархическая звездная система, удаленная от нас на 6.871 ± 0.004 пк и состоящая из трех маломассивных красных карликов. Главный компонент A, вокруг которого вращается планета, имеет массу 0.256 ± 0.014 солнечных масс, радиус 0.270 ± 0.012 солнечных радиусов и светимость 0.81 ± 0.18% от светимости Солнца. На расстоянии 7 угловых секунд (в 2019 году, видимое расстояние постоянно изменяется из-за орбитального движения) расположена пара компонентов B и C массами ~0.22 и ~0.16 солнечных масс, вращающаяся друг вокруг друга по эллиптической орбите с большой полуосью 1.16 ± 0.08 угловых секунд (~8 а.е.), эксцентриситетом 0.51 ± 0.10 и орбитальным периодом 36.2 ± 5.3 земных лет. Пара BC и компонент A, в свою очередь, делают один оборот вокруг барицентра системы примерно за 250 лет. Наклонение орбит близко к 90° (система наблюдается «с ребра»), так что все три компонента при взгляде с Земли лежат на одной прямой.

Звезду LTT 1445 наблюдал TESS на 4 секторе (с 19 октября по 15 ноября 2018 года). Было зафиксировано 4 транзитных события с периодом 5.359 земных суток и глубиной 2500 ± 170 ppm. Поскольку все три компонента попали на один пиксель матрицы TESS, размер которого достигает 21 угловой секунды, пришлось провести дополнительные наземные наблюдения с помощью 4-х телескопов обсерватории в Сьерра-Тололо (CTIO). На снимках, полученных 16 февраля 2019 года, во время начала очередного транзитного события, компонент A и пара BC были разрешены, тем самым удалось определить, что транзитная планета вращается вокруг компонента A.

Чтобы оценить массу планеты, исследователи получили 5 замеров лучевой скорости LTT 1445A с помощью спектрографа HARPS, также они использовали 9 архивных замеров, полученных ранее. Формально масса планеты оказалась равной 2.2 ^+1.7/_-2.0 масс Земли, но поскольку погрешности сравнимы с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 8.4 масс Земли (с достоверностью 99.73%). Радиус планеты составляет 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, эффективная температура – 428 ± 22К. Этот горячий аналог Венеры вращается на среднем расстоянии 0.0381 ± 0.0007 а.е. по орбите с плохо определенным эксцентриситетом 0.16 ^+0.35/_-0.12.

Поскольку орбиты пар B и C, A и BC, A и ее планеты все лежат примерно в одной плоскости, система выглядит невозмущенной и динамически холодной. Это увеличивает шансы обнаружить у звезды LTT 1445A дополнительные транзитные планеты с периодом, превышающим продолжительность одного сектора TESS (27.4 суток). Авторы собираются продолжить мониторинг лучевой скорости LTT 1445A с целью уточнения массы планеты b и обнаружения возможных дополнительных планет. По их расчетам, маловероятно, что удастся открыть землеразмерную планету, еще более удобную для изучения методами трансмиссионной спектроскопии (ближе расположенную и у такой же небольшой звезды).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.10147.pdf

 

 

Архив новостей:

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