26 сентября 2017
KELT-19A b: транзитная планета у A-звезды на ретроградной орбите

Наземный транзитный обзор KELT посвящен поиску планет у ярких звезд (8-11 звездной величины). Обзор приступил к наблюдениям сравнительно поздно (первые открытия были сделаны лишь в 2011 году), так что многие доступные транзитные кандидаты уже были обнаружены более ранними и успешными обзорами SuperWASP, HATNet, XO и др. Чтобы не конкурировать с более опытными коллегами, руководство KELT сосредоточило внимание на поиске планет у горячих звезд спектрального класса A и раннего F, почти не охваченных другими обзорами. Эта стратегия оказалась успешной – было обнаружено несколько транзитных горячих юпитеров у A-звезд.

22 сентября в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой транзитной планеты у сравнительно яркой (+9.9) звезды TYC 764-1494-1 спектрального класса A8 V. Новая планета стала восьмой в списке транзитных планет у A-звезд и первой – у звезды A_m (обогащенной металлами).

TYC 764-1494-1 (KELT-19A) удалена от нас на 255 ± 15 пк. Ее масса составляет 1.62 ± 0.25 солнечных масс, радиус – 1.83 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 9.5 ± 1.2 раз превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 1.1 ± 0.1 млрд. лет.

На расстоянии 0.64 ± 0.03 угловых секунд от KELT-19A (~160 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон KELT-19B спектрального класса позднего G или раннего K.

Кривая блеска KELT-19 A демонстрирует транзитный сигнал с периодом 4.61171 ± 0.00001 земных суток и глубиной 1.15 ± 0.02%, соответствующей планете-гиганту радиусом 1.91 ± 0.11 радиусов Юпитера. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, во время транзита был обнаружен эффект Мак-Лафлина, однозначно говорящий о том, что планета вращается вокруг главной звезды. Однако из-за быстрого вращения KELT-19A и отсутствия в ее спектре тонких четких линий измерить массу планеты KELT-19A b не удалось, был получен только верхний предел в 4.07 масс Юпитера (с достоверностью 99.7%). Гигант вращается на расстоянии 0.064 ± 0.003 а.е. (~7.5 звездных радиусов), его эффективная температура достигает 1935 ± 38К.

Наблюдение эффекта Мак-Лафлина позволило измерить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды (в проекции на небесную сферу). Это наклонение оказалось равным -179.7 ± 3.8°, иначе говоря, орбита оказалась ретроградной! Истинное (пространственное, а не проективное) наклонение орбиты KELT-19A b авторы открытия оценивают в 120-180°. Новая планета укладывается в уже подмеченную закономерность для планет у A-звезд, как правило, находящихся на резко наклоненных к экватору звезды орбитах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.07010.pdf

 

 

15 сентября 2017
Очень низкое альбедо горячего гиганта WASP-12 b

Измерения теплового излучения ряда горячих гигантов говорят о том, что эти планеты должны иметь умеренное альбедо Бонда, близкое к 0.4. Однако прямые наблюдения вторичных минимумов (т.е. ослабления полного блеска системы, когда планета заходит за звездный диск) в оптическом диапазоне показали, что альбедо большинства горячих гигантов мало – менее 0.1. Возможно, альбедо планет сильно зависит от спектральной полосы, в которой ведутся наблюдения. В частности, наблюдения на «Хаббле» горячего юпитера HD 189733 b показали увеличение отражающей способности этой планеты в сторону коротких волн (планета оказалась густо синей). В случае наиболее горячих планет следует учитывать также их собственное тепловое излучение, которое частично попадает в оптический диапазон.

15 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума очень горячего гиганта WASP-12 b и измерению его альбедо в спектральной полосе 290-570 нм с помощью строящего изображения спектрографа (STIS) космического телескопа им. Хаббла. Планета WASP-12 b была выбрана не случайно – из-за близости к своей звезде (орбитальный период WASP-12 b составляет всего 1.09 земных суток, большая полуось орбиты – 0.0234 а.е.) она сильно нагрета и является «раздутой». Радиус планеты достигает ~1.9 радиусов Юпитера, эффективная температура – 2580К. Все это делает WASP-12 b идеальной целью для измерения ее альбедо.

19 октября 2016 года вторичный минимум в системе WASP-12 наблюдал «Хаббл». Телескоп видел систему и до, и после затмения, когда к Земле было обращено дневное полушарие планеты, а также во время затмения, когда планета скрылась за звездным диском. Спектры, полученные STIS, были разбиты на 6 спектральных каналов для тестирования моделей атмосферы WASP-12 b (290-336 нм, 336-383 нм, 383-430 нм, 430-476 нм, 476-523 нм, 523-570 нм). Ни в одном из каналов никакого вторичного минимума зафиксировано не было, напротив, суммарный блеск системы при затмении даже слегка возрос, формально давая альбедо планеты равным -0.035 ± 0.050. С учетом погрешностей это дает верхний предел на альбедо WASP-12 b, равный 0.064 (в диапазоне 290-570 нм, где собственным тепловым излучением планеты можно пренебречь).

Полученные данные исключают как модель, в которой верхняя атмосфера WASP-12 b затянута дымкой из корунда Al₂O₃, так и модель безоблачной атмосферы с рэлеевским рассеянием света (но вторую не так строго).

Авторы исследования объединили свои данные и данные других исследователей, наблюдавших вторичный минимум системы WASP-12 в других спектральных диапазонах. В ИК-диапазоне вторичный минимум наблюдается, но он обусловлен не отражением звездного света диском планеты, а ее собственным тепловым излучением. Альбедо WASP-12 b на всех длинах волн остается очень низким.

Глубина затмений в системе WASP -12 с указанием погрешностей в 6 спектральных диапазонах (показана черными точками с отрезками). Черными треугольниками показаны верхние пределы (с достоверностью 97.5%). Серой штрихпунктирной линией показано предсказание модели с дымкой из корунда, синей пунктирной линией – предсказание модели с рэлеевским рассеянием. Красной линией показано предсказание модели черной планеты, в спектре которой доминирует собственное тепловое излучение.

Зависимость глубины вторичного минимума в системе WASP-12 от длины волны. Черными стрелками показаны верхние пределы, полученные «Хабблом» на STIS. Красной линией показано предсказание модели черной планеты, в спектре которой доминирует собственное тепловое излучение.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.04461.pdf

 

 

11 сентября 2017
Открыты три транзитные суперземли у оранжевого карлика GJ 9827

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил около 4500 транзитных кандидатов в рамках основной миссии и продолжает открывать их в рамках расширенной миссии K2. По данным «Кеплера», планеты встречаются у большинства звезд, причем количество планет резко возрастает с уменьшением их радиуса. Большинство планет, открытых «Кеплером», имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна. Также чрезвычайно распространены плоские компактные многопланетные системы, в которых несколько планет оказывается плотно упаковано глубоко внутри орбиты Меркурия.

8 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех небольших транзитных планет у оранжевого карлика GJ 9827. Планеты были обнаружены время 12-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера».

GJ 9827 (HIP 115752, EPIC 246389858) – оранжевый карлик спектрального класса K6 V, удаленный от нас на 30.3 ± 1.6 пк. Его масса оценивается в 0.667 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.63 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 12% солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в ~3 раза меньше, чем в составе Солнца.

Кривая блеска звезды GJ 9827 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 1.209, 3.648 и 6.201 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.64 ± 0.22, 1.29 ± 0.17 и 2.08 ± 0.28 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Вероятность ложного открытия любой из планет этой системы не превышает 2·10^-6.

Эффективные температуры планет оцениваются авторами открытия в 1119 ± 48К, 774 ± 33К и 648 ± 28К, т.е. все они оказываются горячее Меркурия. Тем самым система GJ 9827 оказывается хорошим примером компактной многопланетной системы, включающей в себя планеты промежуточного размера.

Планеты системы GJ 9827 в одном масштабе со звездой и друг с другом (сверху вниз: d, b и c ). Показано, с каким прицельным параметром все три планеты пересекают звездный диск. Точки вдоль траекторий планет показывают их положение с интервалом в три минуты.

Сравнительная яркость родительской звезды (+10.25 в видимых лучах и +7.2 в спектральной полосе K) делает ее прекрасной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба, который смог бы изучать характеристики атмосфер всех трех планет методами трансмиссионной спектроскопии.

Возможно ли измерить массу планет системы GJ 9827 методом измерения лучевых скоростей? Авторы статьи воспользовались моделью строения экзопланет EXOFASTv2 и оценили массы планет в этой системе в ~3.5, ~2.5 и ~5.2 масс Земли. Имея такие массы, планеты наводили бы на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 2.34, 1.08 и 2.01 м/с, соответственно. Такие величины с трудом, но все же поддаются измерению лучшими современными спектрографами, так что можно надеяться, что массы планет системы GJ 9827 будут измерены в ближайшем будущем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.01957.pdf

 

 

6 сентября 2017
Измерены массы планет в системе HD 106315

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил около 5 тысяч транзитных кандидатов в широком диапазоне размеров и орбитальных периодов. К удивлению исследователей, большинство планет имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна, т.е. попадающие в интервал 1.5-3.9 радиусов Земли. Аналогов таких планет в Солнечной системе нет.

Строение планет этого размерного класса до сих пор остается загадкой, до сих пор не ясно, что они из себя представляют. Возможно, такие планеты являются массивными аналогами Ганимеда, т.е. состоят из силикатного ядра и обширной ледяной мантии. Возможно, они представляют собой железокаменное ядро, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Не исключено, что верны обе эти гипотезы и/или часть планет содержат железокаменное ядро, силикатную мантию и ледяную оболочку, окруженную водородной атмосферой (в разных пропорциях).

Для понимания природы планет промежуточного размерного класса необходимо измерять их массу и среднюю плотность. К сожалению, большинство звезд на Поле Кеплера слишком тусклые, чтобы массы их планет можно было бы измерить методом лучевых скоростей. Лучше складывается ситуация с расширенной миссией «Кеплера» – в рамках K2 телескоп ведет мониторинг более ярких звезд, для которых измерение масс даже небольших планет становится возможным.

5 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс двух транзитных планет в системе HD 106315, открытых во время 10-й наблюдательной кампании миссии K2. Система была представлена в январе 2017 года и включает в себя планету промежуточного размера (радиусом 2.44 ± 0.17 радиусов Земли) на 9.55-дневной орбите и нептун (радиусом 4.35 ± 0.23 радиусов Земли) на 21.06-дневной орбите. Дополнительный дрейф лучевой скорости звезды, обнаруженный первооткрывателями, говорил о наличии в этой системе не транзитной массивной планеты на широкой орбите, параметры которой оставались неопределенными. Родительская звезда HD 106315 спектрального класса F5 V удалена от нас на 109 ± 5 пк, но из-за сравнительно высокой светимости является достаточно яркой для измерения ее лучевых скоростей с высокой точностью.

С 26 января по 4 мая 2017 года было получено 93 замера лучевой скорости HD 106315 с помощью спектрографа HARPS. Большой массив данных позволил обнаружить колебания лучевой скорости звезды с периодами, равными периодам обеих транзитных планет, и полуамплитудами 3.63 ± 0.92 и 3.43 ± 0.83 м/с. Амплитуда колебаний соответствует массе 12.6 ± 3.2 масс Земли для планеты b и 15.2 ± 3.7 масс Земли для планеты c. Это приводит к средней плотности 4.7 ± 1.7 г/куб.см и 1.01 ± 0.29 г/куб.см для планет b и c, соответственно. Интересно, что авторы исследования не обнаружили дополнительного дрейфа, вызванного внешней не транзитной планетой, что подвергает ее существование серьезному сомнению.

Если планета c по своим размерам и средней плотности является типичным нептуном, то с планетой b ситуация более сложная. На диаграмме «масса – радиус» она лежит вблизи линии, описывающей планеты, состоящие в равных долях из силикатов и водяного льда. Однако если эта планета окутана протяженной атмосферой, доля силикатов в ее составе будет выше, а доля льда – меньше.

Планеты HD 106315 b и HD 106315 c на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Черная пунктирная линия в верхней части рисунка показывает это соотношение для нептуна возрастом 5 млрд. лет, состоящего на 90% из тяжелых элементов и на 10% из водородно-гелиевой оболочки.

Благодаря яркости родительской звезды обе планеты будут прекрасной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в октябре 2018 года и который позволит определить свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.00865.pdf

 

 

5 сентября 2017
Три транзитные планеты у красного карлика LP 358-499

Спокойные красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет. Глубина транзита планеты фиксированного радиуса обратно пропорциональна квадрату радиуса звезды, поэтому небольшие планеты гораздо легче обнаружить у красного карлика, чем у солнцеподобной звезды. Также звезда небольшой массы заметнее откликается на гравитационное влияние своих планет.

5 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех транзитных планет у красного карлика LP 358-499 (EPIC 247887989). Открытие было сделано космическим телескопом им. Кеплера в рамках 13 наблюдательной кампании расширенной миссии K2.

«Кеплер» мониторил 13-ю наблюдательную площадку с 8 марта по 27 мая 2017 года, т.е. в течение 80 суток. Фотометрическая точность кривой блеска звезды LP 358-499 после удаления систематических погрешностей, вызванных медленным дрейфом поля зрения телескопа, составила 286 ppm. Кривая блеска продемонстрировала три транзитных сигнала с периодами 3.07, 4.87 и 11.02 земных суток и глубиной 728, 1006 и 1963 ppm соответственно, что соответствует планетам с радиусами 1.35, 1.58 и 2.21 радиусов Земли (от внутренней планеты к внешней). Авторы исследования сочли, что вероятность ложного открытия для такой трехпланетной системы очень низка. К сожалению, тусклость родительской звезды (ее видимая звездная величина +14) не позволяет измерить массу ее планет методом измерения лучевых скоростей.

LP 358-499 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 80 пк. Его масса оценивается в 0.52 солнечных масс, радиус – в 0.49 солнечных радиусов, светимость примерно в 27 раз меньше светимости Солнца. Возраст звезды не известен, но поскольку ее рентгеновское излучение не было зарегистрировано спутником ROSAT, звезда не слишком молода.

Три планеты вращаются вокруг LP 358-499 на среднем расстоянии 0.0333, 0.0452 и 0.078 а.е. Температурный режим внешней планеты – мини-нептуна LP 358-499 d – соответствует температурному режиму Меркурия, внутренние планеты еще горячее. Скорее всего, планета b с радиусом 1.35 радиусов Земли является железокаменной, авторы оценили ее массу в ~1.86 масс Земли. Природа второй планеты c с радиусом 1.58 радиусов Земли неясна, возможно, она окружена плотной атмосферой, ее массу примерно оценили в 2.57 масс Земли. Масса внешнего мини-нептуна в рамках статистического подхода оценивается в 5 масс Земли.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость этой системы и нашли ее устойчивой.

Интересно, что с LP 358-499 можно наблюдать транзиты Меркурия по диску Солнца (звезда расположена чрезвычайно близко к плоскости его орбиты).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.01025.pdf

 

 

26 августа 2017
EPIC 211418729 b и EPIC 211442297 b: два очень теплых гиганта

К настоящему времени открыто более трех сотен транзитных горячих юпитеров – газовых гигантов, нагретых до температуры свыше 1000К, чьи орбитальные периоды составляют всего несколько земных суток. Как правило, такие планеты являются «раздутыми» (inflated) – их радиусы существенно (иногда в 1.5-2 раза) превосходят значения, предсказанные теоретическими моделями планет-гигантов. Причина такой «раздутости» до сих пор является предметом оживленных дискуссий, возможно, ее вызывает несколько различных причин.

Наземные транзитные обзоры – главные «поставщики» транзитных горячих юпитеров – оптимизированы под поиск планет с орбитальными периодами короче 10 земных суток. Поэтому транзитных планет с более длинными периодами известно очень мало. Вместе с тем их изучение способно пролить свет на причину «раздутости» более горячих планет. Кроме того, изучение атмосфер планет-гигантов, более прохладных, чем типичные горячие юпитеры, представляет особый научный интерес.

25 августа 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных очень теплых гигантов EPIC 211418729 b и EPIC 211442297 b. Обе планеты нагреты до температур, заметно меньших 1000К, и обе они оказались не «раздутыми». Тем самым подтверждается уже подмеченная ранее закономерность, что раздувание планет начинается при уровне освещенности свыше 10⁸ эрг/(сек·кв.см).

Группа исследователей под руководством Эйви Шпорера (Avi Shporer) из Калифорнийского технологического института сосредоточилась на подтверждении планетной природы транзитных кандидатов с периодами свыше 10 земных суток, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2. В дальнейшем эта группа собирается изучать также кандидаты, обнаруженные космическим телескопом TESS, чей запуск ожидается в 2018 году. Чтобы исключить сценарии, в которых транзитные сигналы имитируются затменно-переменными двойными фона, находящимися на малом угловом расстоянии от целевых звезд, Шпорер с коллегами получали снимки их окрестностей на крупнейших телескопах, оснащенных системами адаптивной оптики (Кек II и северном Gemini). Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.

EPIC 211418729 – звезда главной последовательности спектрального класса K0 V, удаленная от нас на 481 ± 20 пк. Ее масса оценивается в 0.83 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 39% светимости Солнца. Звезда отличается резко повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.6 раза больше, чем в составе Солнца, – и солидным возрастом, достигающим 9.9 ^+2.3/_-3.2 млрд. лет.

Масса планеты EPIC 211418729 b достигает 1.85 ± 0.23 масс Юпитера, что при радиусе 0.94 ± 0.03 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.99 ± 0.46 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0931 ± 0.0006 а.е. (~24.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 11.3911 ± 0.0002 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 719 ± 15К.

Высокая средняя плотность EPIC 211418729 b говорит о том, что она содержит крупное ядро из тяжелых элементов, чья масса превышает 100 масс Земли. Наличие такого ядра согласуется с высокой металличностью родительской звезды.

EPIC 211442297 – звезда главной последовательности позднего G-класса, удаленная от нас на 417 ± 26 пк. Как и у EPIC 211418729, ее масса оценивается в 0.83 ± 0.02 солнечных масс, однако радиус несколько больше – 0.88 ± 0.05 солнечных радиусов. Если EPIC 211418729 резко обогащена тяжелыми элементами, то EPIC 211442297, напротив, обеднена ими – их примерно в 1.7 раз меньше, чем в составе Солнца. Это приводит к большей прозрачности атмосферы звезды, более высокой эффективной температуре фотосферы (5560 ± 58К против 5027 ± 62К) и большей светимости, достигающей 66% светимости Солнца. Возраст EPIC 211442297 оценивается в 10.7 ^+1.7/_-4.2 млрд. лет.

Орбитальный период планеты EPIC 211442297 b достигает 20.27303 ± 0.00004 земных суток – это одна из наиболее долгопериодичных транзитных планет-гигантов, известных к настоящему времени. Ее масса составляет 0.84 ± 0.20 масс Юпитера, радиус – 1.12 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ^+0.30/_-0.24 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Орбита EPIC 211442297 b слегка эллиптичная – ее эксцентриситет оценивается в 0.137 ± 0.074, большая полуось – 0.137 ± 0.001 а.е. (~33.8 звездных радиусов). На таком расстоянии от звезды орбита скругляется приливными силами очень медленно, так что не равный нулю эксцентриситет мог сохраниться с эпохи формирования этой системы. Эффективная температура EPIC 211442297 b оценивается в 682 ± 24К.

Планеты EPIC 211418729 b и EPIC 211442297 b (показаны красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Сплошными линиями показаны теоретические зависимости масса-радиус для планет-гигантов без ядра и с ядром из тяжелых элементов массой 100 масс Земли. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.5 и 2.0 г/куб.см.

Кроме подтверждения планетной природы двух транзитных кандидатов Шпорер с коллегами «закрыли» третий кандидат у звезды EPIC 212504617, показав, что он является маломассивной звездой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1708.07128.pdf

 

 

18 августа 2017
Три планеты земного типа у близкого красного карлика YZ Ceti

Красные карлики (маломассивные звезды главной последовательности) – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает 70% от полного числа звезд. Рядом с красным карликом проще найти землеподобную планету, чем рядом с солнцеподобной звездой: амплитуда колебаний лучевой скорости, наведенных планетой фиксированной массы, пропорциональна m_star^-2/3, а глубина транзита планеты фиксированного радиуса пропорциональна R_star^-2. Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики являются привлекательной целью для поиска планет как методом измерения лучевых скоростей, так и транзитным методом.

Планетные системы красных карликов широко распространены. По расчетам К. Дрессинг и Д. Шарбонно на каждую маломассивную звезду в среднем приходится 2.5 планет с радиусами 1-4 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 200 земных суток. Недавно планета земного типа была обнаружена и у ближайшей к Солнцу звезды – красного карлика Проксима Центавра.

14 августа 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех маломассивных планет у близкого красного карлика YZ Кита. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

YZ Кита (HIP 5643) – звезда главной последовательности спектрального класса M4.5 V, удаленная от нас на 3.7 ± 0.1 пк. Масса звезды оценивается в 0.130 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.168 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 453 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила, – и зрелым возрастом, составляющим 5 ± 1 млрд. лет.

С декабря 2003 года по октябрь 2016 года на спектрографе HARPS было получено 211 замеров лучевой скорости YZ Кита. Лучевая скорость демонстрирует три колебания с периодами 1.97, 3.06 и 4.66 земных суток, вероятность ложного открытия (FAP) для которых менее 10^-4. В данных есть признаки наличия и четвертого колебания с периодом около 1 земных суток, но тут вероятность ложнопозитива достигает 1.1%, и исследователи осторожно не включили его в список планетных кандидатов.

Итак, минимальная масса (параметр m sin i) самой внутренней планеты YZ Кита b – 0.75 ± 0.13 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0156 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 1.9688 ± 0.0002 земных суток. Температурный режим внутренней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия (но немного горячее его). Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для YZ Кита b достигает 5.7%.

У средней планеты YZ Кита c минимальная масса – 0.98 ± 0.14 масс Земли. Ее орбита также близка к круговой – эксцентриситет составляет 0.04 ± 0.11. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0209 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 3.0601 ± 0.0002 земных суток. Температурный режим средней планеты также грубо соответствует температурному режиму Меркурия, но слегка прохладнее его. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для YZ Кита c составляет 4.1%.

Орбита третьей (внешней) планеты YZ Кита d отличается заметным эксцентриситетом (0.13 ± 0.10). Ее масса достигает 1.14 ± 0.17 масс Земли, большая полуось орбиты – 0.0276 ± 0.0009 а.е., орбитальный период – 4.6563 ± 0.0004 земных суток. Температурный режим третьей планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Вероятность транзитной конфигурации YZ Кита d – 2.9%.

Планеты b и c с одной стороны, и c и d с другой близки к орбитальному резонансу 3:2.

Авторы изучили динамическую устойчивость этой системы и нашли, что она устойчива, если орбиты внешних планет близки к круговым (эксцентриситеты орбит планет c и d не превышают 0.15 и 0.17, соответственно), а массы меньше примерно 3 масс Земли. Это означает, что наклонение орбиты планеты c не может быть меньше 6°, а планеты d – 28°.

Авторы считают новую планетную систему очень привлекательной целью для дальнейших исследований, особенно если хотя бы одна планета из трех окажется транзитной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1708.03336.pdf

 

 

12 августа 2017
HD 208897 b: первая экзопланета, открытая на российско-турецком телескопе RTT150

Поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд ведется уже около трех десятилетий, но по ряду причин российские ученые почти не принимали в нем участия. К счастью, ситуация начинает меняться. В 2007 году на 1.5-метровом российско-турецком телескопе RTT150, установленном в обсерватории TUBÍTAK, началась программа наблюдений 50 спокойных и достаточно ярких G- и K-гигантов с видимой звездной величиной ~6.5. Эта программа является частью более обширной наблюдательной программы красных гигантов, которая уже много лет ведется на обсерватории Окаяма (OAO), она стала результатом сотрудничества российских, турецких и японских астрономов.

8 августа 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у сравнительно близкого и яркого оранжевого гиганта HD 208897. Планета была открыта методом измерения лучевых скоростей, причем 73 замера из 107 были получены на российско-турецком телескопе, а остальные 34 – на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма.

HD 208897 (HIP 108513) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 64.7 ± 2.2 пк. Его масса оценивается в 1.25 ± 0.11 солнечных масс, радиус – в 5.0 ± 0.2 солнечных радиусов, светимость в ~12.3 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца.

Спектрограф, установленный на RTT150, измеряет лучевые скорости звезд с погрешностью около 10 м/с. Спектрограф HIDES, установленный на 1.88-метровом телескопе OAO, имеет более высокую точность – 3 м/с. С другой стороны, долгое время наблюдений звезды на RTT150 (с 2009 года) и большее число замеров позволило охватить несколько орбитальных периодов планеты и с хорошей точностью определить большую полуось ее орбиты.

Итак, HD 208897 b – планета-гигант, вращающаяся вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.05 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.06, и делающая один оборот за 352.7 ± 1.7 земных суток. Ее минимальная масса (параметр m sin i) определена не так однозначно. Если использовать только замеры, полученные на RTT150, масса планеты составит 1.70 ± 0.18 масс Юпитера. Если использовать только замеры более точного спектрографа HIDES – то 1.16 ± 0.05 масс Юпитера. Наконец, при совместном анализе данных минимальная масса планеты оказывается равной 1.40 ± 0.08 масс Юпитера. Прояснить этот вопрос и уточнить массу планеты помогут дальнейшие наблюдения.

Планета HD 208897 b (показана синим кружком) на плоскости «большая полуось орбиты – эксцентриситет» на фоне других экзопланет. Красным цветом показаны планеты у звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс). Зеленым цветом показаны планеты у маломассивных (масса < 1.3 солнечных масс) красных гигантов. Пунктирные линии соответствуют фиксированному расстоянию в перицентре, равному (слева направо) 0.5, 1.0 и 1.5 а.е.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1708.01895.pdf

 

 

8 августа 2017
Число свободно плавающих планет-гигантов не превышает 0.25 на одну звезду

Планеты, свободно плавающие в диске Галактики и не связанные с какой-либо звездой, могут образоваться разными способами. Они могут быть выброшены из своих систем в результате планет-планетного рассеяния или гравитационного возмущения со стороны другой звезды, а могут сформироваться самостоятельно из плотных газопылевых облаков подобно маломассивным звездам и коричневым карликам. Несколько свободно плавающих планет уже было открыто в молодых звездных скоплениях и областях, где идет звездообразование – молодые, массивные и горячие планеты являются источником собственного теплового излучения и регистрируются на инфракрасных снимках. Однако для планет с массами ниже 5 масс Юпитера эффективность такого метода обнаружения очень низка.

По большому счету, только один метод способен находить свободно плавающие планеты с массами вплоть до массы Марса – метод гравитационного микролинзирования. Предыдущий анализ 474 событий микролинзирования показал избыток очень коротких событий, длящихся 1-2 земных суток и соответствующих микролинзированию на планетах-гигантах – это привело исследователей к выводу, что число свободно плавающих планет-гигантов может вдвое превышать количество звезд. Однако эта оценка не согласуется с данными наблюдений областей звездообразования и трудно объяснима с позиций теории формирования планетных систем.

Как же примирить эти подходы и правильно оценить количество свободно плавающих планет?

24 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу событий микролинзирования, которые наблюдались в 2010-2015 годах микролинзовым обзором OGLE- IV. Новая выборка содержит 2617 событий. В рамках данного обзора фотометрические замеры производились каждые 20 или 60 минут, что делает OGLE-IV эффективным для наблюдений 1-2 суточных событий. Всего были проанализированы кривые блеска около 50 млн. звезд, расположенных в направлении на центр Галактики.

И оказалось, что никакого избытка 1-2 суточных событий микролинзирования нет! По оценкам авторов исследования, количество свободно плавающих планет-гигантов с массой больше 1 массы Юпитера не превышает 0.25 на одну звезду (с достоверностью 95%). Скорее всего, эта величина еще меньше – примерно 0.05 планет на звезду.

Распределение событий микролинзирования в обзоре OGLE-IV по длительности, с поправкой на малую эффективность обнаружения коротких событий. Избыток количества 1-2 суточных событий, заявленный в исследовании 2011 года (показан красной пунктирной линией), не подтвердился. Точечная лиловая линия соответствует верхнему пределу на количество свободно плавающих планет-гигантов в 0.25 планет на одну звезду.

Не обнаружив избытка 1-2 суточных событий, авторы исследования обнаружили тем не менее 6 событий продолжительностью всего в несколько часов (0.1-0.4 суток), соответствующих планетам с массами всего в несколько масс Земли. По расчетам авторов, если количество планет с массой ~5 масс Земли впятеро превышает количество звезд, таких событий должно было быть 2.2 (т.е. два или три). Таким образом можно сделать вывод о значительном количестве свободно плавающих суперземель, выброшенных из своих систем, или же суперземель, находящихся на широких орбитах (свыше 10 а.е. от родительской звезды). По-видимому, эффективность выбрасывания планет сравнительно малых масс из родительских систем существенно выше, чем эффективность выбрасывания планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.07634.pdf

 

 

7 августа 2017
Масса планеты Kepler-10 c оказалась в 2.3 раза меньше, чем считалось ранее

Планетная система Kepler-10 (KOI-72) – одна из первых, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Она включает в себя две транзитные планеты с периодами 0.8375 и 45.3 земных суток. Внутренняя планета Kepler-10 b с радиусом 1.48 радиусов Земли и массой ~4 масс Земли явилась первой планетой земного типа, открытой Кеплером в 2011 году. Природа второй планеты Kepler-10 c, чей радиус составил 2.32 радиусов Земли, долгое время оставалась неизвестной. Первые попытки измерить ее массу закончились неудачей – был получен лишь верхний предел в 20 масс Земли. В 2014 году женевская группа, получив 148 замеров лучевой скорости звезды Kepler-10 с помощью спектрографа HARPS, оценила массу планеты Kepler-10 c в 17.2 ± 1.9 масс Земли. При средней плотности 7.1 ± 1 г/куб.см это означало, что перед нами не мини-нептун, а массивная планета земного типа – одна из самых массивных железокаменных планет, известных людям!

Один из основополагающих принципов науки – повторяемость результатов. В 2016 году массу планеты Kepler-10 c независимо попыталась оценить калифорнийская группа, которая делала замеры лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HIRES. Было получено 72 замера, при этом масса планеты оказалась другой – 5.7 ^+3.2/_-2.9 масс Земли. Оценки конкурирующих групп различались почти втрое!

С этой ситуацией надо было разобраться.

20 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная совместному анализу данных, полученных на HARPS и HIRES. Промоделировав эту систему с учетом предполагаемой третьей планеты, авторы исследования нашли, что масса Kepler-10 c крайне чувствительна к взаимной фазе второй и предполагаемой третьей планеты. Также было учтено влияние звездной активности.

По словам авторов статьи, существует только одна модель, хорошо описывающая все полученные данные. Согласно этой модели, масса внутренней планеты b составляет 3.24 ± 0.28 масс Земли (средняя плотность 5.48 ^+0.78/_-0.68 г/куб.см), масса средней планеты c составляет 7.37 ^+1.32/_-1.19 масс Земли (средняя плотность 3.14 ^+0.63/_-0.55 г/куб.см), а масса третьей планеты d – 5.9 ^+1.7/_-1.0 масс Земли. Третья (пока неподтвержденная) планета делает один оборот вокруг своей звезды за 102 ± 1 земных суток. Для окончательного подтверждения внешней планеты и уточнения ее параметров необходимы дальнейшие наблюдения.

Экзопланеты с радиусом менее 3.2 радиусов Земли на плоскости «масса – радиус». Красным цветом показаны транзитные планеты системы Kepler-10 согласно данным, полученным HARPS (2014 г.), оранжевым цветом – эти же планеты согласно новым данным (2017 г.). Для сравнения показаны также Земля и Венера.

Исследователи отмечают, что неучет когерентных RV-сигналов любой природы (планетной, звездной или инструментальной) может серьезно искажать массы планет с известными орбитальными периодами, так что на это надо обращать пристальное внимание.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.06192.pdf

 

 

28 июля 2017
HATS-43 b, HATS-44 b, HATS-45 b, HATS-46 b: четыре транзитных горячих гиганта

Поиск транзитных планет у сравнительно ярких звезд и последующее определение их массы методом измерения лучевых скоростей позволяет узнать и массу, и радиус планеты, а значит, и ее среднюю плотность. Это, в свою очередь, позволяет оценить химический состав и строение транзитных планет. Наземные транзитные обзоры, из которых самими успешными являются SuperWASP и HATNet, обнаружили уже около трех сотен планет, чья масса и радиус определены с точностью лучше 30%. В подавляющем большинстве эти планеты являются горячими юпитерами.

25 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще четырех планет этого типа – горячих гигантов HATS-43 b, HATS-44 b, HATS-45 b и HATS-46 b. Планеты были обнаружены наземным транзитным обзором HATSouth, являющимся аналогом в южном полушарии северного транзитного обзора HATNet. Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилась методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов HARPS, FEROS и PFS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
HATS-43	341 ± 17	K0 V	0.837 ± 0.023	0.812 ± 0.032	0.400 ± 0.046	8.6 +3.0/-4.8	0.05 ± 0.04
HATS-44	463 ± 23	K0 V	0.860 ± 0.021	0.847 ± 0.036	0.400 ± 0.051	9.7 +2.4/-4.0	0.32 ± 0.07
HATS-45	818 ± 41	F5 V	1.272 ± 0.048	1.315 ± 0.064	2.66 ± 0.36	1.52 ± 0.70	0.02 ± 0.07
HATS-46	448 ± 22	G8 V	0.917 ± 0.027	0.853 ± 0.040	0.59 ± 0.07	3.0 +3.4/-2.1	-0.06 ± 0.05

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
HATS-43 b	0.0494 ± 0.0005	4.388850 ± 0.000006	0.261 ± 0.054	1.18 ± 0.05	0.191 +0.054/-0.038	1003 ± 27
HATS-44 b	0.0365 ± 0.0003	2.743900 ± 0.000003	0.56 ± 0.11	1.07 +0.12/-0.07	0.56 ± 0.19	1161 ± 34
HATS-45 b	0.0551 ± 0.0007	4.187624 ± 0.000006	0.70 ± 0.15	1.29 ± 0.09	0.41 +0.16/-0.11	1518 ± 45
HATS-46 b	0.0537 ± 0.0005	4.742373 ± 0.000005	0.173 ± 0.062	0.90 +0.06/-0.04	0.28 ± 0.12	1054 ± 29

Как мы видим, массы двух планет, HATS-43 b и HATS-46 b, оказываются меньше массы Сатурна – тем самым попадая в диапазон, промежуточный между массами Сатурна и Нептуна. Планеты в этом диапазоне могут быть как легкими газовыми гигантами, так и тяжелыми нептунами. Однако большой радиус и низкая средняя плотность обеих планет однозначно говорит нам о том, что перед нами – легкие газовые гиганты.

Интересно, что если орбиты HATS-44 b, HATS-45 b и HATS-46 b совместимы с круговыми, то орбита HATS-43 b обладает заметным эксцентриситетом, возможно, вызванным наличием в этой системе еще одной (не транзитной) планеты.

Низкая средняя плотность, умеренная температура, большая шкала высот и относительная яркость родительских звезд делает HATS-43 b и HATS-46 b привлекательной целью для изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии, особенно с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск планируется на октябрь 2018 года.

Новые планеты на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Эффективная температура планет показана цветом (цветовая шкала расположена справа). Линиями показаны модельные зависимости «масса-радиус» для планет, расположенных на расстоянии 0.045 а.е. от солнцеподобной звезды: черным цветом – в возрасте 1 млрд. лет, голубым цветом – в возрасте 4.5 млрд. лет, без ядра или с ядром из тяжелых элементов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.07093.pdf

 

 

22 июля 2017
MASCARA-1 b: горячий гигант на резко наклоненной орбите

К настоящему моменту известно 2747 транзитных планет, подавляющее большинство которых было открыто космическим телескопом им. Кеплера. Однако, как правило, эти планеты вращаются вокруг тусклых звезд (14-16 звездной величины), что сильно затрудняет их дальнейшее изучение.

Наземный транзитный обзор MASCARA посвящен поиску транзитных экзопланет у ярких звезд, чья видимая звездная величина попадает в интервал +4–8.4. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых двумя комплексами автоматических телескопов, один из которых расположен в северном полушарии (в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на Канарах), другой – в южном (на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили). Поскольку наблюдения ведутся сквозь земную атмосферу, MASCARA способен обнаруживать лишь планеты-гиганты.

17 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья об открытии транзитного горячего юпитера MASCARA-1 b. Это уже вторая планета, обнаруженная данным обзором (первая была представлена две недели назад).

MASCARA-1 (HD 201585, HIP 104513) – звезда главной последовательности спектрального класса A8 V. Ее масса оценивается в 1.72 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 2.1 ± 0.2 солнечных радиусов, светимость примерно в 13 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.0 ± 0.2 млрд. лет.

Масса планеты MASCARA-1 b оценивается 3.7 ± 0.9 масс Юпитера. Такая низкая точность обусловлена низкой точностью замеров лучевой скорости родительской звезды – из-за быстрого вращения и высокой температуры фотосферы погрешность единичного замера достигала 250-300 м/с. При радиусе планеты 1.5 ± 0.3 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности, равной 1.5 ± 0.9 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.043 ± 0.005 а.е. (~4.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.14878 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 2570 ± 50К.

Новая планета (показана желтой звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цвет отражает эффективные температуры экзопланет, цветовая шкала представлена справа.

Высокая скорость вращения звезды благоприятствует измерению наклона орбиты транзитной планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Как оказалось, этот наклон (точнее, его проекция на небесную сферу, λ) достигает 69.5 ± 3°. Таким образом, новая планета подтверждает закономерность, подмеченную для транзитных планет звезд A- и раннего F-класса, чьи орбиты, как правило, резко наклонены к звездному экватору.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04262.pdf

 

 

20 июля 2017
Вторая планета в системе K2-18

Планетная система K2-18 была представлена в марте 2015 года вместе с 17-ю другими транзитными планетами, обнаруженными во время первой наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2 и прошедшими процедуру валидации. На момент открытия в этой системе была обнаружена одна транзитная планета с радиусом 2.24 ± 0.25 радиусов Земли, получающая от своей звезды примерно столько же энергии, сколько получает Земля от Солнца. Орбитальный период планеты K2-18 b составил ~32.9 земных суток. Т.к. наблюдательные кампании расширенной миссии «Кеплера» длятся немного менее 80 суток, было зафиксировано всего два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. 29 августа 2015 года звезду K2-18 в течение 8.1 часов наблюдал космический инфракрасный телескоп им. Спитцера – он зафиксировал третий транзит мини-нептуна K2-18 b, произошедший в предсказанное время. Это исключило альтернативные объяснения двум транзитным событиям, обнаруженным «Кеплером» (например, что оба транзита вызваны двумя разными планетами, по одному разу прошедшими по звездному диску).

Относительная яркость звезды K2-18 (+13.5 в видимых лучах и +8.9 в полосе K) делала возможным окончательное подтверждение планетной природы K2-18 b и измерение ее массы методом измерения лучевых скоростей. С апреля 2015 года по май 2017 года было получено 75 замеров лучевой скорости звезды K2-18 с помощью спектрографа HARPS. Точность единичного замера составила 2.4-5.6 м/с для разных ночей. В результате исследователям удалось не только измерить массу мини-нептуна K2-18 b, но и обнаружить еще одну (не транзитную) планету K2-18 c.

Масса K2-18 b оказалась равной 8.0 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.7 ± 0.9 г/куб.см. Такая средняя плотность говорит или о наличии протяженной водородно-гелиевой атмосферы, и/или о том, что более половины массы планеты приходится на водяной лед. Эффективная температура планеты при альбедо, равном 0.3, оценивается в 235 ± 9К.

Планета K2-18 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Для сравнения также показаны Земля и Венера.

Помимо колебаний лучевой скорости звезды K2-18, вызванных гравитационным взаимодействием с планетой b, ученые обнаружили колебания с периодом 8.962 ± 0.008 земных суток и полуамплитудой 4.63 ± 0.72 м/с, никак не связанные с проявлениями внутренней звездной активности. После анализа данных они пришли к выводу, что эти колебания вызываются планетой K2-18 c с минимальной массой (параметром m sin i) 7.5 ± 1.3 масс Земли, вращающейся на среднем расстоянии 0.060 ± 0.003 а.е., т.е. в 2.4 раза ближе планеты b. Температурный режим второй планеты близок к температурному режиму Меркурия.

Исследователи поискали в данных «Кеплера» следы транзитов внутренней планеты, но ничего не нашли. При этом минимальная масса K2-18 c достаточно велика, чтобы ее транзит проявился на кривой блеска, даже если эта планета состоит из чистого железа. Это означает, что планета K2-18 c не транзитная, а орбиты обеих планет имеют заметное взаимное наклонение.

Величина этого наклонения, впрочем, может быть весьма невелика и сравнима с взаимным наклонением орбит планет Солнечной системы. Авторы статьи подсчитали, что для того, чтобы K2-18 c не касалась звездного диска, ее орбита должна быть наклонена на угол больше 1.41° или меньше -2.25° к орбите планеты b (в зависимости от того, по какой половине звездного диска проходит хорда транзита).

Ученые исследовали динамическую устойчивость системы K2-18 и нашли, что система устойчива, если эксцентриситет орбиты планеты b не превышает величины 0.43, а планеты c – 0.47. Гравитационное взаимодействие обеих планет должно приводить к заметным вариациям времени наступления транзитов планеты b, достигающим 40 секунд. Наблюдения этих вариаций – дело ближайшего будущего.

Мини-нептун K2-18 b также будет прекрасной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба, который сможет изучать свойства его атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Его родительская звезда – второй по яркости красный карлик, возле которого обнаружена транзитная планета в обитаемой зоне.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04292.pdf

 

 

19 июля 2017
EPIC 228813918 b: землеразмерная планета на 4.3-часовой орбите

За последние годы было открыто несколько планет с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). В их число попали как горячие юпитеры (например, WASP-43 b), так и суперземли (CoRoT-7 b, Kepler-78 b). Более сотни транзитных кандидатов с ультракороткими периодами обнаружил космический телескоп им. Кеплера. Подавляющее большинство этих кандидатов имеют радиусы менее 2 радиусов Земли, что говорит об их железокаменном составе.

17 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты земного типа EPIC 228813918 b с орбитальным периодом всего в 4.3 часа. Планета вращается вокруг красного карлика спектрального класса M3 V, удаленного от нас на 95 ± 14 пк.

Масса звезды оценивается в 0.463 ± 0.052 солнечных масс, радиус – в 0.442 ± 0.044 солнечных радиусов, светимость составляет 2.64 ± 0.58% от светимости Солнца. Из-за тусклости EPIC 228813918 (ее видимая звездная величина достигает +15.5) измерить массу планеты методом измерения лучевых скоростей не удалось, был получен только верхний предел в 0.7 масс Юпитера. Кроме того, звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Итак, радиус планеты EPIC 228813918 b оценивается в 0.89 ± 0.09 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0058 ± 0.0006 а.е. (0.87 млн. км или 2.82 звездных радиуса!) На таком расстоянии очень сильны приливные силы. Авторы открытия показали, что из-за мощных приливных сил средняя плотность планеты не может быть меньше 6.4 г/куб.см, иначе ее просто разорвет! Это означает, что доля железа в составе планеты не может быть меньше 52.5 ± 7.5% (у Земли – 38%), а ее масса попадает в диапазон 0.82-1.67 масс Земли (нижняя граница интервала соответствует нижнему пределу плотности, верхняя – чисто железному составу). Эффективная температура планеты оценивается авторами в 1471 ± 47К при условии равномерного переизлучения тепла всей поверхностью, и 1880 ± 60К – при менее эффективном теплопереносе на ночную сторону). Скорее всего, дневное полушарие EPIC 228813918 b представляет собой сплошной лавовый океан.

Авторы полагают, что масса этой экстремальной горячей земли может быть измерена новым поколением высокоточных инфракрасных спектрометров, таких, как CARMENES или IRD. Однако тусклость родительской звезды и ожидаемая малая амплитуда колебаний ее лучевой скорости делают эти измерения трудными, фактически, находящимися на пределе возможного.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04549.pdf

 

 

12 июля 2017
Измерена истинная масса и наклонение орбиты нетранзитного горячего юпитера упсилон Андромеды b

Горячий юпитер упсилон Андромеды b был открыт методом измерения лучевых скоростей еще на заре экзопланетных исследований – в 1997 году. Спустя два года были представлены две новые планеты в этой системе – теплый гигант упсилон Андромеды c с минимальной массой 2.11 масс Юпитера и орбитальным периодом 241.2 ± 1.1 земных суток, и эксцентричный (e = 0.41 ± 0.11) холодный гигант упсилон Андромеды d с минимальной массой 4.61 масс Юпитера и орбитальным периодом 1267 ± 30 земных суток. Тем самым упсилон Андромеды стала первой известной людям многопланетной системой у нормальной (не нейтронной) звезды.

Вопрос динамической устойчивости этой системы многократно изучался различными авторами. Однако для этого анализа необходимо оперировать истинными, а не минимальными массами планет. В 2010 году были проведены высокоточные астрометрические наблюдения звезды упсилон Андромеды на «Хаббле». Как оказалось, система расположена к нам почти плашмя – наклонение орбиты планеты c составило всего 8°, а ее истинная масса достигла ~14 масс Юпитера. Наклонение орбиты планеты d оказалось равным 24°, а ее истинная масса – 10 масс Юпитера. При этом взаимное наклонение орбит планет c и d достигало 30°!

В том же 2010 году была открыта четвертая планета в этой системе упсилон Андромеды e, а также звездный компаньон упсилон Андромеды B, удаленный от главной звезды на 9900 а.е.

7 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению водяного пара в атмосфере внутренней планеты упсилон Андромеды b. Исследователи наблюдали звезду упсилон Андромеды с помощью высокоточного инфракрасного спектрометра NIRSPEC на Кеке 7 ночей в спектральной полосе L и 6 ночей в полосе K. Им удалось обнаружить линии водяного пара, образующиеся в атмосфере горячего юпитера упсилон Андромеды b, что позволило измерить лучевую компоненту орбитальной скорости этой планеты, меняющуюся в противофазе с лучевой скоростью родительской звезды. Лучевая скорость планеты b оказалась равной 55 ± 9 км/с. Учтя, что колебания лучевой скорости звезды, наведенные планетой b, имеют амплитуду 70.51 ± 0.37 м/с, авторы определили истинную массу планеты b в 1.70 ^+0.33/_-0.24 масс Юпитера, а наклонение ее орбиты – в 24 ± 4°.

Авторы исследовали динамическую устойчивость системы упсилон Андромеды без учета внешней четвертой планеты e. Система лежит на границе устойчивости – из 216 прогонов только 122 оказались устойчивы на протяжении более 100 тыс. лет и 53 – устойчивы более 1 млн. лет. Для всех устойчивых конфигураций долгота восходящего узла планеты b была менее 40° или больше 320°. Из 53 относительно устойчивых конфигураций авторы выделили 24 с наклонением планеты b, лежащим в интервале от 23 до 25°, и проследили их эволюцию на протяжении 100 млн. лет. Неустойчивыми оказались только два решения. Во всех устойчивых решениях взаимное наклонение планет b и d не превышало 2°, при этом взаимное наклонение планет b и c с одной стороны, и c и d с другой составило 29°.

Авторы планируют дальнейшие наблюдения системы в спектральной полосе L, где линии водяного пара наиболее сильны. Это поможет определить структуру и состав атмосферы самой внутренней планеты системы упсилон Андромеды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.01534.pdf

 

 

8 июля 2017
MASCARA-2 b (KELT-20 b): транзитный горячий юпитер у молодой A-звезды

7 июля 2017 года сразу два научных коллектива объявили об открытии транзитного горячего юпитера у молодой звезды спектрального класса A2 V HD 185603.

Первый коллектив под руководством Герта Таленса (G.J.J. Talens) проводил фотометрические наблюдения с помощью Multi-Site All-Sky CAmeRA (MASCARA), одна из которых находится в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на Канарах, другая – на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. MASCARA ведет поиск транзитов у ярких звезд (ярче +8 звездной величины), удобных для дальнейшего изучения.

Второй коллектив – наземный транзитный обзор KELT, для которого эта планета стала двадцатой, ведущий автор исследования – Майкл Лунд (Michael B. Lund). KELT также оптимизирован под поиск планет у сравнительно ярких звезд (обычно +8-10 звездной величины).

Оба научных коллектива провели процедуру валидации транзитного кандидата. Хотя массу транзитной планеты измерить не удалось, на нее были наложены верхние пределы, помещающие кандидата в диапазон планетных масс.

Итак, HD 185603 (MASCARA-2, KELT-20, HIP 96618) – молодая яркая звезда спектрального класса A2 V. Относительно ее точных параметров мнения ученых разделились. Таленс с коллегами оценил ее массу в 2.0 ^+0.2/_-0.1 солнечных масс, Лунд – в 1.76 ^+0.14/_-0.20 солнечных масс. На радиус есть целых три оценки: от Таленса – 1.9 ^+0.4/_-0.2 солнечных радиусов (спектроскопическая оценка), от Лунда – 1.56 ± 0.06 солнечных радиусов, и от Таленса 1.7 ± 0.2 солнечных радиуса (основанная на сравнении болометрической светимости и эффективной температуры). Соответственно, различаются и оценки светимости звезды – 15 ± 3 солнечных светимостей (Таленс) и 12.6 ± 2.2 солнечных светимостей (Лунд). Впрочем, оценки согласуются друг с другом в пределах одного стандартного отклонения.

HD 185603 – звезда молодая и быстро вращающаяся. Команда Таленса оценила ее возраст в 300 ⁺²⁰⁰/_-100 млн. лет, команда Лунда наложила на него верхний предел в 600 млн. лет, обе оценки также согласуются друг с другом.

Поскольку глубина транзита непосредственно дает радиус планеты в долях радиуса звезды, оценки физических размеров планеты у обоих коллективов заметно различаются. Группа Таленса оценила размеры транзитной планеты в 2.2 ^+0.5/_-0.3 радиуса Юпитера, группа Лунда – в 1.73 ± 0.07 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.067 ± 0.007 а.е. (Таленс) или 0.054 ± 0.002 а.е. (Лунд) и делает один оборот за 3.47413 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается исследователями в 2230 ± 70К и 2261 ± 73К, соответственно.

Будущие наблюдения HD 185603, в том числе точное измерение тригонометрического параллакса, проводимое «Гайей», поможет уточнить параметры этой звезды, а значит – и параметры транзитной планеты и системы в целом.

HD 185603 быстро вращается, что затрудняет измерение ее лучевых скоростей с приемлемой точностью. Оба коллектива попытались измерить массу планеты – и оба потерпели неудачу. Таленс сотоварищи наложил на массу MASCARA-2 b верхний предел в 15 масс Юпитера, Лунд – гораздо более жесткий предел в 3.52 масс Юпитера.

С другой стороны, быстрое вращение родительской звезды облегчает измерение наклонения орбиты планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Группа Таленса оценила это наклонение в 0.6 ± 4°, группа Лунда – в 3.4 ± 2.1°. Таким образом, горячий юпитер вращается практически в плоскости экватора своей звезды. Этим система MASCARA-2 отличается от большинства других систем звезд ранних спектральных классов, где орбиты близких планет обычно сильно наклонены к экватору звезды.

Транзитные горячие юпитеры с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды на плоскости «температура родительской звезды – наклонение». Планеты звезд с температурой свыше 7000К подписаны. Для планеты HAT-P-57 b приводится два решения. KELT-20 b (MASCARA-2 b) выделена красным цветом.

Среди шести известных транзитных планет, вращающихся вокруг A-звезд, только MASCARA-2 b вращается почти в плоскости экватора своей звезды.

Интересна приливная эволюция этой планеты. Поскольку период вращения звезды короче орбитального периода планеты, под действием приливных сил планета будет удаляться от звезды, а не приближаться к ней. Правда, заметными эти изменения будут только при низкой добротности Q ~ 10⁵.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.01500.pdf
https://arxiv.org/pdf/1707.01518.pdf

 

 

6 июля 2017
EPIC 228754001 b: эксцентричный горячий юпитер у красного гиганта

Известно, что свойства планетных систем зависят от массы родительской звезды, и что планетные системы звезд промежуточной массы отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. Более удобно вести поиск планет у звезд промежуточной массы, когда те уже сошли с главной последовательности и стали красными гигантами – расширение атмосферы и уменьшение скорости вращения приводит к появлению в спектре таких звезд многочисленных узких линий, по сдвигу которых можно определять их лучевую скорость с приемлемой точностью. К настоящему моменту методом измерения лучевых скоростей было открыто более сотни планет у звезд красных гигантов. Однако транзитных планет у красных гигантов известно очень мало – из-за крупных размеров звездного диска транзиты даже планет-гигантов оказываются очень мелкими и легко замываются земной атмосферой, поэтому наземные транзитные обзоры оказываются тут бессильными. Только после выведения телескопов в космос стало возможным обнаруживать транзитные планеты у звезд красных гигантов, рекордсменом тут стал космический телескоп им. Кеплера.

5 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты-гиганта у красного гиганта EPIC 228754001. Транзитный кандидат был обнаружен «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 во время 10-й наблюдательной кампании. Проверка планетной природы транзитного кандидата была проведена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и FEROS. Также авторы воспользовались замерами лучевой скорости EPIC 228754001, сделанными их коллегами-конкурентами под руководством Grunblatt (этот коллектив делал замеры на спектрографе HIRES).

Итак, EPIC 228754001 (2MASS J12083992-0844497) – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K0 III. Его масса оценивается в 1.19 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 4.11 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.8 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 5.5 ± 0.4 млрд. лет. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.65) его можно оценить в 586 пк.

Масса планеты EPIC 228754001 b оказалась равной 0.495 ± 0.007 масс Юпитера, радиус – 1.089 ± 0.006 радиусов Юпитера. Интересно, что, несмотря на близость к звезде (большая полуось орбиты составляет 0.0916 ± 0.0006 а.е. или 4.76 ± 0.5 звездных радиусов), орбита планеты отличается сравнительно высоким эксцентриситетом – 0.29 ± 0.05. Гигант делает один оборот вокруг своей звезды за 9.1708 ± 0.0025 земных суток и нагрет до 1586 ± 10К.

Таким образом EPIC 228754001 b стала самой эксцентричной планетой с периодом короче 50 земных суток, вращающейся вокруг звезды красного гиганта.

Планета EPIC 228754001 b (показана синим треугольником) на плоскости «большая полуось орбиты – масса планеты» среди других планет у звезд красных гигантов. Черными кружками показаны планеты, открытые методом лучевых скоростей, розовыми незаполненными кружками – транзитные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.00779.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