26 февраля 2021
Измерена масса транзитной суперземли у красного карлика LHS 1478 (TOI-1640)

Малые размеры и массы звезд красных карликов благоприятствуют поискам рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей. Особенно плодотворным оказывается применение обоих этих методов к одной планетной системе: измерение глубины транзитов позволяет определить радиус планеты, измерение полуамплитуды колебаний лучевой скорости родительской звезды – ее массу, что, в свою очередь, помогает вычислить среднюю плотность и оценить химический состав. Поэтому измерение масс небольших транзитных планет вызывает повышенный интерес.

24 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитной планеты у красного карлика LHS 1478, который попал на 18, 19, 25 и 26 сектора TESS. На кривой блеска этой звезды был обнаружен транзитный сигнал с периодом 1.94954 суток и глубиной 2185 ± 111 ppm, соответствующей планете размерного класса суперземель. Авторы провели стандартную процедуру валидации, а затем измерили массу кандидата методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CARMENES и IRD.

LHS 1478 (LP 14-53, TOI-1640) – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 18.21 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.236 ± 0.012 солнечных масс, радиус – в 0.246 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость примерно в 140 раз меньше светимости Солнца.

Масса планеты LHS 1478 b оказалась равной 2.33 ± 0.2 масс Земли, что при радиусе 1.24 ± 0.05 радиусов Земли приводит к средней плотности 6.7 ^+1.1/_-0.9 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0185 ± 0.0006 а.е. (~16.1 звездных радиусов), ее эффективная температура составляет 595 ± 10 К. По расчетам авторов статьи, примерно 30% массы планеты приходится на железное ядро, а 70% – на силикатную мантию, т.е. ее состав аналогичен земному.

Планета LHS 1478 b (показана красной звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг звезд красных карликов. Планеты, чья масса была измерена спектрографом CARMENES, показаны черным цветом, остальные серым. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Скорее всего, атмосфера LHS 1478 b состоит из тяжелых газов (углекислоты, азота, водяного пара), что затрудняет ее исследование методами трансмиссионной спектроскопии. Тем не менее, благодаря близости к Солнцу и относительной яркости родительской звезды система будет интересной целью для изучения с помощью JWST и крупнейших наземных инструментов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.11640.pdf

 

 

23 февраля 2021
У близкого красного карлика GJ 740 открыта суперземля

Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает ~70% всех звезд. Наблюдения, проведенные «Кеплером», показали, что в среднем на каждый красный карлик приходится ~2.5 планеты с радиусами 1-4 радиусов Земли и орбитальными периодами до 200 суток. Это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью в поисках рядом с ними небольших планет (земного типа, суперземель и мини-нептунов).

Более сотни планет у красных карликов было обнаружено методом лучевых скоростей. В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей почти не зависит от наклонения орбит планет и ограничивается только чувствительностью спектрографов. Чтобы регистрировать планеты малых масс, требуются спектрографы высочайшей точности, способные измерять лучевые скорости звезд с погрешностью ~1 м/с и меньше.

19 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у красного карлика GJ 740. Авторы объединили 129 замеров лучевой скорости звезды, полученные на спектрографе HARPS-N, 32 замера на CARMENES и 57 замеров на HARPS, охватив в общей сложности 11 лет наблюдений.

GJ 740 (HD 176029) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 11.102 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.58 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 16 раз меньше светимости Солнца. Судя по сравнительно медленному вращению (один оборот звезда делает за 35.6 суток) GJ 740 отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет.

Лучевая скорость GJ 740 продемонстрировала когерентные колебания с периодом 2.37756 ± 0.00013 суток и полуамплитудой 2.13 ± 0.34 м/с, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что эти колебания вызывает планета с проективной (минимальной, m sin i) массой 2.96 ± 0.5 масс Земли, вращающаяся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.029 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.15. Эффективная температура планеты достигает 829 ± 50 К.

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для этой планеты составляет 9%. Авторы поискали признаки транзитов на кривой блеска родительской звезды, полученной наземным транзитным обзором SuperWASP, но ничего не нашли. Впрочем, если планета является железокаменной, что весьма вероятно при такой температуре, а наклонение ее орбиты не слишком мало (а значит, истинная масса не намного превышает минимальную), ее радиус составит 1.43 ± 0.12 радиусов Земли, что приведет к глубине транзита 0.5 mmag – слишком малой, чтобы его можно было надежно зафиксировать наземными средствами. Если ученым повезет, транзиты GJ 740 b обнаружит TESS на 54 секторе (наблюдения пройдут с 9 июля по 5 августа 2022 года).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.09441.pdf

 

 

18 февраля 2021
Уточнены массы планет в системе TOI-216

Система TOI-216 была представлена в апреле 2019 года. Она включает в себя две планеты-гиганта с орбитальными периодами ~17.16 и ~34.53 суток и радиусами 8 ⁺³/_-2 и 10.1 ± 0.2 радиусов Земли, соответственно. Низкая точность в определении размеров внутренней планеты объясняется тем, что ее транзит – скользящий, т.е. планета заходит на диск звезды только краем.

Близость планет к орбитальному резонансу 2:1 приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых иногда доходит до получаса. Это позволило первооткрывателям хоть грубо, но оценить массу TOI-216 b (30 ⁺²⁰/_-14 масс Земли) и TOI-216 c (200 ⁺¹⁷⁰/_-100 масс Земли).

Чтобы уточнить массы обеих планет, исследователи получили 60 замеров лучевой скорости звезды TOI-216 на спектрографах FEROS, PFS и HARPS. Кроме того, они проанализировали вариации времени наступления транзитов обеих планет на 27-30 секторах TESS, а также пронаблюдали несколько транзитов наземными телескопами. В результате параметры орбит планет и их физические свойства удалось существенно уточнить.

Масса планеты b оказалась равной 0.059 ± 0.002 масс Юпитера (18.8 ± 0.6 масс Земли), а ее средняя плотность – 0.17 ^+0.18/_-0.10 г/куб.см. Это означает, что перед нами не тяжелый нептун, а легкий газовый гигант. Масса планеты c равна 0.56 ± 0.02 масс Юпитера, ее средняя плотность – 0.885 ^+0.014/_-0.13 г/куб.см, типичная для планет-гигантов. Планеты находятся в резонансе, их орбиты наклонены друг к другу на 2.0 ^+1.2/_-0.5°, при этом орбита внешней планеты почти круговая, а аргумент перицентра внутренней планеты совершает либрации с амплитудой ~60°. Система устойчива, однако несет следы динамического воздействия – возможно, со стороны еще не открытой третьей планеты.

Планеты системы TOI-216 (показаны оранжевым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и орбитальными периодами 10-200 суток.

В будущем TOI-216 b и TOI-216 c станут хорошей целью для исследований свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.06754.pdf

 

 

17 февраля 2021
Измерена масса нептуна HD 183579 b

Хотя большинство известных экзопланет открыто транзитным методом, максимум информации о планете удается получить, применяя одновременно транзитный метод и метод лучевых скоростей. Это позволяет надежно избегать ложных открытий (в частности, транзитные сигналы планетной природы могут имитироваться скользящими транзитами двух звезд одинаковых спектральных классов, близкими затменно-переменными двойными фона и транзитами коричневых и красных карликов). Кроме того, применение обоих методов позволяет измерять радиус и массу планеты, а значит – определять ее среднюю плотность и накладывать ограничения на химический состав. Все это побуждает исследователей измерять массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

9 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная подтверждению планетной природы и измерению массы транзитного кандидата TOI-1055 b (HD 183579 b). Звезда HD 183579 попала на 13 и 27 сектора TESS, во время мониторинга которых было зафиксировано 2 и 1 транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, соответственно. Авторы провели стандартную процедуру валидации, кроме того, они воспользовались архивными данными об измерениях лучевой скорости этой звезды на спектрографе HARPS (53 измерения за период с 13 октября 2011 года по 21 октября 2017 года). Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с периодом и фазой, соответствующим транзитной планете, а кроме того – дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите.

HD 183579 (HIP 96160, TOI-1055) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 57.37 ± 0.19 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.985 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно равна солнечной, как и содержание тяжелых элементов. Возраст звезды несколько меньше солнечного и составляет 2.6 ^+1.4/_-1.2 млрд. лет.

При радиусе 3.55 ± 0.15 радиусов Земли масса планеты HD 183579 b достигает 19.7 ± 4.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.4 ± 0.56 г/куб.см – перед нами плотный нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.27) на среднем расстоянии 0.133 ± 0.006 а.е. и делает один оборот за 17.47128 ± 0.00006 земных суток.

Планета HD 183579 b (показана красным квадратом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой.

Яркость родительской звезды (+8.68 в видимых лучах и +7.15 в полосе K) благоприятствует спектроскопическим исследованиям. В частности, наблюдения HD 183579 b на JWST методами трансмиссионной спектроскопии будут интересны для изучения свойств атмосферы этого компактного очень теплого нептуна.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.12137.pdf

 

 

8 февраля 2021
Горячие, массивные и эксцентричные: гиганты TOI-558 b и TOI-559 b

Как образуются планеты-гиганты? Пока в этом вопросе нет полной ясности. На данный момент наиболее проработаны две гипотезы: гипотеза аккреции на ядро и гравитационной неустойчивости в протопланетном диске. Согласно первой, сначала в протопланетном диске за снеговой линией, где плотность пыли скачком возрастает в несколько раз за счет образования ледяных пылинок, формируется планетный эмбрион массой в несколько масс Земли. После достижения им критической массы (около 10 масс Земли) планетный эмбрион начинает очень быстро аккрецировать газ, превращаясь в газовый гигант. Согласно второй гипотезе, планеты-гиганты образуются в результате сжатия крупных неоднородностей в богатом газом протопланетном диске без промежуточной стадии в виде планетного эмбриона. Как показывают расчеты, планеты с массами менее 5 масс Юпитера (по другим данным – 7 масс Юпитера) образуются преимущественно по первому сценарию, а более массивные – по второму. Этот переход должен отражаться на распределении планет по массам, поэтому открытие планет вблизи зоны перехода вызывает повышенный интерес.

5 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет-гигантов TOI-558 b и TOI-559 b. Звезда TOI-558 наблюдалась на 2 и 3 секторе TESS, TOI-559 – на 4 секторе. После обнаружения транзитных кандидатов обе звезды прошли стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографов PFS и CHIRON. В дальнейшем TESS вернулась к наблюдениям TOI-558 на 29 и 30 секторе, а TOI-559 – на 31 секторе.

TOI-558 (TYC 8497-28-1) – звезда главной последовательности спектрального класса F5 или F6, удаленная от нас на 401.4 ± 5.3 пк. Ее масса оценивается в 1.35 ± 0.065 солнечных масс, радиус – в 1.50 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.5 раза выше солнечной. Возраст звезды составляет 1.8 ^+0.9/_-0.7 млрд. лет.

При радиусе 1.09 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-558 b оказывается равной 3.61 ± 0.15 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.50 ± 0.43 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.129 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.30 ± 0.02, и делает один оборот за 14.574 суток. Высокий эксцентриситет TOI-558 b говорит о том, что он оказался на текущей орбите в результате высокоэксцентричной миграции (в этом сценарии планета в результате планет-планетного рассеяния или резонанса Козаи-Лидова сначала переходит на эксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами). Поскольку характерное время скругления на текущей орбите в несколько раз превышает возраст Вселенной, этот процесс еще далек от завершения. Эффективная температура гиганта оценивается в 1061 ± 13 К.

TOI-559 (TYC 7019-191-1) – звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 233.2 ± 2 пк. По-видимому, она совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды составляет 1.03 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.23 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 69 ± 8% превышает светимость Солнца. Возраст звезды оценивается в 6.8 ^+2.5/_-2.0 млрд. лет.

При радиусе 1.09 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-559 b достигает 6.01 ± 0.24 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 5.74 ± 0.46 г/куб.см. Этот массивный гигант также вращается по орбите с заметным эксцентриситетом 0.15 ± 0.01 и делает один оборот за 6.984 суток. Эффективная температура планеты составляет 1180 ± 18 К.

Лучевая скорость TOI-559 демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.650 ± 0.065 м/с в сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. При этом снимки с высоким разрешением ближайших окрестностей звезды не показывают наличия какого-либо компаньона на расстоянии свыше 20 а.е. Возможно, этим телом является коричневый карлик или вторая массивная планета-гигант. Природу внешнего тела помогут определить будущие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.02222.pdf

 

 

5 февраля 2021
Транзитный мини-нептун и не транзитный нептун у яркой F-звезды HD 5278

Распределение по радиусам планет, промежуточных по своим размерам между Землей и Нептуном, имеет характерный двугорбый вид: в области 1.7-1.9 радиусов Земли наблюдается минимум, называемый «зазором Фултона» или «долиной радиусов» (radius valley). Этот минимум разделяет планеты преимущественно железокаменного состава (суперземли) и планеты, обогащенные летучими веществами (мини-нептуны). Состав мини-нептунов пока неизвестен – они могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, а могут содержать мало водорода, зато много воды, составляющей значительную долю их массы. Если планета находится близко от звезды и сильно нагрета, эта вода будет находиться в виде пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов. Чтобы определить, какая из гипотез строения мини-нептунов ближе к истине (а может, справедливы они обе), необходимо изучать состав мини-нептунов с радиусами, близкими к зазору Фултона (т.е. планет с радиусами около 2 радиусов Земли).

1 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна HD 5278 b (TOI-130 b) и открытию второй (не транзитной) планеты в этой системе. Звезда HD 5278 наблюдалась TESS на 1, 12, 12 и 27 секторах. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа ESPRESSO, самого точного на данный момент.

HD 5278 (HIP 3911, TOI-130) – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 56.1 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.20 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в ~1.9 раза больше светимости Солнца. Звезда отличается несколько пониженным содержанием тяжелых элементов (их на 30% меньше, чем в составе Солнца), ее возраст составляет 3.0 ± 1.1 млрд. лет.

При радиусе 2.45 ± 0.05 радиусов Земли масса планеты HD 5278 b достигает 7.8 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.9 ± 0.5 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.120 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.15, и делает один оборот за 14.339 суток. Из-за яркости родительской звезды эффективная температура планеты достигает 943 ± 13 К.

Планета HD 5278 b (показана голубой звездой и подписана TOI-130 b) на плоскости масса-радиус среди других транзитных экзопланет. Для сравнения черными квадратами показаны также Уран и Нептун. Цветные точечные, пунктирные и штрих-пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.

Средняя плотность HD 5278 b совместима с чисто водным составом, однако крайне маловероятно, чтобы эта планета действительно состояла только из воды. Скорее всего, у нее есть железокаменное ядро, водяная мантия и протяженная водородно-гелиевая атмосфера, чья масса, однако, составляет всего ~0.3% от полной массы планеты.

Помимо колебаний с периодом 14.339 суток, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно когерентное колебание с периодом 40.9 ± 0.2 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает не транзитная планета HD 5278 c с проективной массой 18.1 ± 2 масс Земли, скорее всего нептун. Орбита внешней планеты близка к круговой.

Благодаря яркости родительской звезды (+8 звездной величины) планета HD 5278 b будет хорошей целью для изучения свойств ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии, например, с помощью JWST, чей запуск ожидается в октябре этого года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.12300.pdf

 

 

30 января 2021
Транзитный мини-нептун и не транзитный нептун у аналога Солнца HD 110113 (TOI-755)

Распределение небольших планет по радиусам имеет характерный двугорбый вид – планет с радиусами 1.7-1.9 радиусов Земли примерно вдвое меньше, чем планет чуть большего или чуть меньшего размера. Этот минимум, получивший название «зазор Фултона», разделяет преимущественно железокаменные суперземли и богатые летучими элементами мини-нептуны. Измерения масс планет, находящихся по разные стороны зазора Фултона, подтверждают эту гипотезу. Подавляющее большинство планет с радиусами больше 1.6 радиусов Земли имеют сравнительно низкую среднюю плотность, исключающую железокаменный состав.

14 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна у солнцеподобной звезды HD 110113 (HIP 61820). Транзитный кандидат был обнаружен на 10 секторе TESS и получил альтернативное наименование TOI-755. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

HD 110113 очень похожа на наше Солнце. Ее масса оценивается в 1.00 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.97 ± 0.02 солнечных радиусов, температура фотосферы также очень близка к солнечной. Как и наше дневное светило, звезда отличается зрелым возрастом в 4.0 ± 0.5 млрд. лет. Система удалена от нас на 106.3 ± 0.7 пк.

При радиусе 2.05 ± 0.12 радиусов Земли масса планеты HD 110113 b составляет 4.55 ± 0.62 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.90 ^+0.75/_-0.59 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.035 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.08, и делает один оборот за 2.541 ± 0.001 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1371 ± 14 К.

Помимо 2.54-суточного RV-сигнала, вызванного планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно колебание с периодом 6.744 ± 0.009 суток и полуамплитудой 3.6 ± 0.4 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано второй (не транзитной) планетой HD 110113 c с проективной массой 10.5 ± 1.2 масс Земли, скорее всего – небольшим нептуном. Эффективная температура второй планеты оценивается в 990 ± 10 К.

Планета HD 110113 b (показана бордовым кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Розовыми звездочками показаны для сравнения Уран и Нептун. Синей и желтой пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды и имеющих землеподобный состав.

Измеренная средняя плотность HD 110113 b не позволяет точно определить ее химический состав. Планета может состоять на 73% из воды, на 27% из железокаменного ядра и не иметь протяженной атмосферы, но авторы считают это маловероятным. Скорее всего, доля воды в ее составе меньше, доля ядра больше, а примерно 1% массы приходится на водородно-гелиевую атмосферу. В будущем свойства атмосферы HD 110113 b могут быть изучены методами трансмиссионной спектроскопии, например, с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.04745.pdf

 

 

27 января 2021
Шесть планет в цепочке резонансов: система TOI-178

Миссия «Кеплер» привела к открытию компактных плотно упакованных многопланетных систем, в которых планеты часто бывают связаны орбитальными резонансами, нередко образующими длинные цепочки. Такие системы формируются в невозмущенных протопланетных дисках в результате медленной когерентной миграции планет, чьи орбиты близки к круговым. Близость к резонансам позволяет упаковать 5-6 орбит планет внутри орбиты Меркурия без потери системой долговременной динамической устойчивости.

25 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная компактной шестипланетной системе TOI-178. Планеты в этой системе связывает красивая цепочка орбитальных резонансов, аналог которых наблюдается среди галилеевых спутников Юпитера (резонанс Лапласа).

История открытия планет системы TOI-178 напоминает закрученный детектив. Родительская звезда попала на 2 сектор TESS, которая наблюдала ее с 22 августа по 20 сентября 2018 года. На кривой блеска TOI-178 обнаружили три транзитных сигнала с периодами 6.55, 9.96 и 10.35 суток. Если к первому сигналу вопросов не возникло, то разница между периодами второго и третьего сигнала слишком мала, чтобы планеты могли устойчиво существовать на своих орбитах независимо друг от друга. Не являются ли эти планеты коорбитальными?

Фотометрические наблюдения, проведенные в сентябре 2019 года наземным транзитным обзором NGTS, не подтвердили наличие планеты с периодом 10.35 суток, однако она была обнаружена месяцем позже. Чтобы объяснить эту странную ситуацию, исследователи выдвинули две гипотезы. Или коорбитальные планеты с периодами 9.96 и 10.35 суток испытывают огромные вариации времени наступления транзитов, или планеты с периодом 10.35 суток вообще не существует, а существует планета с удвоенным периодом 20.7 суток, а единственный «промежуточный» транзит в данных TESS принадлежит четвертой планете с неизвестным периодом.

Чтобы разобраться в этой непростой ситуации, авторы статьи с помощью спутника ChEOPS наблюдали звезду TOI-178 более 11 суток (285 часов). В результате были обнаружены еще две планеты с периодами 1.91 и 3.24 суток, подтверждены планеты с периодом 6.55 и 9.96 суток, и определен период спорной планеты – 20.71 суток. Наконец, поиск источника «промежуточного» транзита в данных TESS привел к открытию планеты с периодом 15.23 суток, доведя количество известных транзитных планет в этой системе до шести. Пять из них (кроме самой внутренней планеты b) образуют цепочку орбитальных резонансов 2:4:6:9:12.

Чтобы оценить массы планет, исследователи получили 46 замеров лучевой скорости звезды TOI-178 с помощью спектрографа ESPRESSO.
На сегодняшний день система TOI-178 выглядит так.
Родительская звезда – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленная от нас на 62.8 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 7.6 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается несколько пониженным содержанием тяжелых элементов (их в 1.7 раза меньше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом в 7.1 ^+6.1/_-5.3 млрд. лет.

Внутренняя планета b – горячая суперземля массой 1.5 ± 0.4 масс Земли, что при радиусе 1.15 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 5.4 ± 1.9 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0261 ± 0.0008 а.е. (8.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.915 земных суток, ее эффективная температура достигает 1040 ± 22 К.

Вторая планета c также железокаменная – при радиусе 1.67 ± 0.11 радиусов Земли ее масса составляет 4.8 ± 0.6 масс Земли (средняя плотность 5.6 ± 1.6 г/куб.см). Эта суперземля вращается на расстоянии 0.037 ± 0.001 а.е. (12.2 звездных радиусов), ее орбитальный период – 3.238 суток, эффективная температура – 873 ± 18 К.

Третья планета d – уже мини-нептун: при радиусе 2.57 ± 0.08 радиусов Земли ее масса оценивается всего в 3 ± 1 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ± 0.33 г/куб.см. Планета вращается на расстоянии 0.059 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 6.558 суток, ее эффективная температура – 690 ± 14 К.

Несмотря на то, что четвертая планета e расположена дальше от звезды, она плотнее планеты d – при радиусе 2.21 ± 0.09 радиусов Земли ее масса составляет 3.9 ± 1.2 масс Земли (средняя плотность 2.0 ± 0.8 г/куб.см). Этот мини-нептун находится на расстоянии 0.0783 ± 0.0024 а.е. от своей звезды, его орбитальный период – 9.962 суток. Эффективная температура четвертой планеты оценивается в 600 ± 12 К.

Пятая планета f еще плотнее: ее масса достигает 7.7 ± 1.7 масс Земли, при этом радиус – всего 2.29 ± 0.11 радиусов Земли (средняя плотность 3.6 ± 1.2 г/куб.см). Она вращается на расстоянии 0.104 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 15.232 суток. Эффективная температура пятой планеты составляет 521 ± 11 К. Формально средняя плотность TOI-178 f выше средней плотности планеты из воды той же массы, но, скорее всего, и она окружена водородно-гелиевой атмосферой, чья масса составляет 2-5% массы планеты.

Шестая планета g удалена на 0.1275 ± 0.004 а.е. от своей звезды, ее орбитальный период – 20.71 земных суток. Это тоже мини-нептун: при радиусе 2.87 ± 0.14 радиусов Земли ее масса оценивается в 3.9 ± 1.6 масс Земли (средняя плотность 0.92 ± 0.38 г/куб.см). Внешняя планета в этой системе имеет температурный режим, близкий к температурному режиму Меркурия – ее эффективная температура составляет 470 ± 10К.

Внешние пять планет находятся в цепочке орбитальных резонансов 2:4:6:9:12, что делает эту систему динамически очень устойчивой.

Планеты системы TOI-178 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет экзопланет отражает их эффективную температуру. Пунктирными линиями разного цвета показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Система TOI-178 очень плоская – взаимные наклонения орбит планет не превышают 0.1°. Этим она напоминает знаменитую систему TRAPPIST-1 и отличается от Солнечной системы, где взаимные наклонения орбит планет составляют несколько градусов.

Как пишут авторы исследования, нет никаких оснований считать, что цепочка резонансов обрывается на планете g с периодом 20.71 суток. Продолжая эту цепочку вовне, они предсказывают для возможной седьмой планеты орбитальный период 28.36, 32.35 или 45 суток в зависимости от типа резонанса. Однако планеты с такими орбитальными периодами и наклонением орбиты, менее чем на 0.1° отличающимся от наклонений остальных планет, уже не будут заходить на звездный диск. Однако они могут быть открыты методом лучевых скоростей, если соответствующие измерения будут продолжены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.09260.pdf

 

 

23 января 2021
TOI-1259A b: газовый гигант в системе с белым карликом

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

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

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

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

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

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

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

 

 

20 января 2021
NGTS-13 b: тяжелый горячий юпитер у звезды-субгиганта

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

17 января 2021
Представлены пять новых горячих гигантов от миссии TESS

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

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

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние до Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Радиус, солнечных радиусов	Светимость, солнечных светимостей	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
HD 288842 (TOI-628)	177.4 ± 3.2	F7 V	1.31 ± 0.07	1.345 ± 0.046	2.5 +0.4/-0.3	0.26 ± 0.08	1.3 +1.6/-0.9
TOI-640	341.8 ± 3.9	F5 V	1.53 ± 0.07	2.08 ± 0.06	6.8 ± 0.5	0.07 ± 0.08	2.0 +0.6/-0.4
TOI-1333	201.7 ± 1.2	F7 V	1.46 ± 0.08	1.925 ± 0.064	5.2 ± 0.5	0.12 ± 0.08	2.3 +0.7/-0.5
TOI-1478	153.0 ± 1.1	G6 V	0.95 +0.06/-0.04	1.05 ± 0.03	0.97 ± 0.035	0.08 ± 0.07	9.2 +3.1/-3.9
TOI-1601	339.2 ± 8.8	G0 V	1.52 ± 0.05*	2.19 ± 0.07	5.40 ± 0.35	0.33 ±0.07	2.64 ± 0.39*

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

Таблица 2. Свойства планет

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

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

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

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

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

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

 

 

7 января 2021
Измерены массы планет в системе L 231-31 (TOI-270)

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

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

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

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

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

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

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

 

 

6 января 2021
NGTS-14A b: тяжелый нептун из пустыни горячих нептунов

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

5 января 2021
Открыта пятая планета в системе HD 108236

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

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

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

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

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

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

 

 

Архив новостей:

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