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

7 декабря 2017
Суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика HD 176986
прямая ссылка на эту новость

Измерение лучевых скоростей звезд с точностью ~1 м/с позволяет находить сравнительно маломассивные планеты с минимальной массой (параметром m sin i) всего в несколько масс Земли. Чтобы отделить когерентные RV-сигналы, обусловленные гравитационным влиянием планет, от шумов, вызванных собственной активностью звезды, необходимо получить множество замеров лучевой скорости на протяжении нескольких лет. Особенно важным учет шумов становится при поиске планет малой массы, наводящих на свою звезду колебания с полуамплитудой всего несколько метров в секунду.

5 декабря 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у оранжевого карлика HD 176986. Планеты были обнаружены в рамках программы RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars = Каменные планеты у экваториальных звезд). Расположение целевых звезд недалеко от небесного экватора позволяет наблюдать их как на Канарах с помощью спектрографа HARPS-N, так и на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS. Также экваториальные звезды могут быть доступны для высокоточных фотометрических наблюдений космическим телескопом им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2. На первом этапе программы RoPES были отобраны два десятка звезд спектральных классов от G0 до K3 с видимой звездной величиной от +3 до +9 (в среднем +7.5). Открытие двух планет у звезды HD 176986 – первый результат работы этой программы.

HD 176986 (HIP 93540) – звезда главной последовательности спектрального класса K2.5 V. Ее масса оценивается в 0.79 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.782 ± 0.035 солнечных радиусов, светимость составляет примерно треть солнечной. Звезда удалена от нас на 26.4 ± 0.7 пк.

За 13.2 лет наблюдений в 234 отдельные ночи было получено 156 замеров лучевой скорости HD 176986 на HARPS и 103 замера на HARPS-N. Длительные и богатые ряды наблюдений позволили разделить колебания, наведенные планетами, от колебаний, обусловленных вращением звезды вокруг своей оси и 6-летним циклом магнитной активности, аналогичным 11-летним солнечным циклам. В результате были обнаружены две планеты.

Минимальная масса внутренней планеты HD 176986 b оценивается в 5.74 ± 0.66 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.066 ± 0.066, т.е. совместим с нулем) на среднем расстоянии 0.06296 ± 0.00013 а.е. и делает один оборот за 6.4898 ± 0.0009 земных суток.

Минимальная масса внешней планеты HD 176986 c достигает 9.18 ± 0.97 масс Земли. Мини-нептун вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.11878 ± 0.00025 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.08, его орбитальный период составляет 16.8191 ± 0.0044 земных суток.

По своему температурному режиму обе планеты оказываются горячее Меркурия.

Наблюдаемая скорость вращения звезды вокруг своей оси соответствует периоду вращения в 35.9 ± 0.2 земных суток, выявленному с помощью RV-замеров. Это означает, что мы видим звезду примерно со стороны экватора. В случае, если орбиты планет мало наклонены к экватору звезды, вероятность транзитной конфигурации заметно повышается. Если ученым повезет, транзиты планет в системе HD 176986 смогут обнаружить космические телескопы TESS и ChEOPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1712.01046.pdf

 

 

29 ноября 2017
CARMENES: обновлены данные о 7 системах красных карликов, открыта новая планета
прямая ссылка на эту новость

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – очень привлекательная цель для поиска рядом с ними маломассивных планет. Из-за сравнительно малой массы красные карлики заметнее откликаются на гравитационные возмущения со стороны своих планет, чем солнцеподобные звезды. Кроме того, красные карлики – самый многочисленный тип звезд, так что изучение планет рядом с ними позволяет сделать выводы о наиболее типичных планетных системах в Галактике.

CARMENES – обзор, посвященный поиску планет у красных карликов методом измерения лучевых скоростей. Спектрограф, измеряющий лучевые скорости выбранных звезд, установлен на 3.5-метровом телескопе обсерватории Салар Альто (Calar Alto) в Испании, погрешность единичного замера составляет 1-2 м/с. Обзор начал прием научных данных 1 января 2016 года, для наблюдений было отобрано около 300 одиночных красных карликов спектральных классов от M0 V до M9.5 V. В список целей было включено и несколько уже известных систем звезд M-класса.

5 октября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям семи M-звезд, у которых ранее уже были открыты планеты: GJ 15A , GJ 176, GJ 1148, GJ 436, GJ 536, Gliese 581 и Gliese 876. Наблюдения CARMENES, проведенные с января 2016 по апрель 2017 года, позволили независимо подтвердить и существенно уточнить их свойства. В системе GJ 1148 была открыта дополнительная планета, а в существовании планеты GJ 15A b появились серьезные сомнения.

GJ 1148 (HIP 57050) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 11.00 ± 0.05 пк (прежняя оценка – 11.0 ± 0.4 пк). Масса звезды оценивается в 0.357 ± 0.013 солнечных масс (прежняя оценка – 0.34 ± 0.03 солнечных масс). В апреле 2010 года рядом с этой звездой была обнаружена планета с минимальной массой Сатурна (т.е. ~0.3 масс Юпитера) и температурным режимом, меняющимся от температурного режима Земли до температурного режима Марса. Наблюдения на CARMENES подтвердили ее наличие и позволили уточнить эксцентриситет орбиты – с 0.31 ± 0.09 до 0.38 ± 0.01. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.166 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 41.38 ± 0.02 земных суток.

Помимо GJ 1148 b CARMENES обнаружил у этой звезды субсатурн с минимальной массой (параметром m sin i) 0.214 ± 0.015 масс Юпитера и орбитальным периодом 533 ± 4 земных суток. Орбита новой планеты также оказывается весьма эксцентричной (e = 0.34 ± 0.06). Температурный режим GJ 1148 c является промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Странная ситуация сложилась с планетой GJ 15A b (HD 1326A b). Планета с орбитальным периодом 11.44 земных суток и минимальной массой 4.1 масс Земли была открыта методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES, причем за годы наблюдений этот спектрограф получил 358 замеров лучевой скорости звезды GJ 15A. Однако сделав 174 собственных замера, CARMENES не обнаружил этой планеты в своих данных! Также, по утверждению авторов исследования, нет никаких следов планеты и в данных, полученных HIRES за последние 3 года наблюдений звезды (с января 2012 по декабрь 2014 года). Вместе с тем в ранних наблюдениях HIRES, сделанных с января 1997 года по декабрь 2009 года, 11.44-суточный сигнал проявляется отчетливо и явно. Эта загадка еще ждет своего решения.

Авторы исследования сравнили точность замеров лучевой скорости спектрографом CARMENES с точностью спектрографов HIRES и HARPS, а также среднее отклонение полученных замеров от наилучшей кеплеровской кривой для всех семи звезд. Они нашли, что точность единичного замера сравнима для всех трех спектрографов, а среднее отклонение у CARMENES даже меньше, чем у HIRES. Тем самым продемонстрированы высокие характеристики нового инструмента.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1710.01595.pdf

 

 

23 ноября 2017
Открыты три планеты-гиганта у оранжевых гигантов HD 40956, HD 111591 и HD 113996
прямая ссылка на эту новость

Уже полтора десятилетия ведется обширная программа поиска планет у звезд красных гигантов на обсерваториях Боюнсан (Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, BOAO, Южная Корея) и Окаяма (Okayama Astrophysical Observatory, OAO, Япония). Программа направлена на изучение планетных систем у звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс). Будучи на главной последовательности, такие звезды имеют спектральный класс A или ранний F, быстро вращаются, их спектры лишены тонких узких линий, а значит, измерение лучевых скоростей с приемлемой точностью сильно затруднено. После схода с главной последовательности звезды расширяются, температура их фотосферы и скорость вращения падают, в спектре появляются многочисленные узкие линии, и становится возможным находить рядом с ними планеты методом измерения лучевых скоростей. На BOAO регулярно измеряют лучевые скорости 55 оранжевых гигантов, на OAO – 190 желтых и оранжевых гигантов. Обзором уже открыто несколько десятков экзопланет.

21 ноября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще трех планет-гигантов у оранжевых гигантов HD 40956, HD 111591 и HD 113996.

HD 40956 ( HIP 28951, HR 2126) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 118.5 ± 7.6 пк. Его масса оценивается в 2.00 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 8.56 ± 0.33 солнечных радиусов, светимость примерно в 46.2 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 1.35 ± 0.18 млрд. лет.
За 5 лет было получено 54 замера лучевой скорости HD 40956.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 40956 b оценивается в 2.7 ± 0.6 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.05, и делает один оборот за 578.6 ± 3.3 земных суток. Несмотря на достаточно широкую орбиту, планета оказывается горячее Меркурия.

Дополнительный линейный дрейф лучевой скорости звезды в 13 м/с за год говорит о наличии в этой системе еще одного тела, вращающегося дальше планеты b.

Свойства оранжевого гиганта HD 111591 ( HIP 62653, HR 4873) очень близки к свойствам HD 40956, разве что радиус и светимость немного поменьше (8.03 ± 0.49 и 38 солнечных, соответственно). Система удалена от нас на 108.5 ± 5.8 пк.
Всего было получено 44 замера лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса планеты HD 111591 b составляет 4.4 ± 0.4 масс Юпитера. Орбита гиганта достаточно широка – ее большая полуось достигает 2.5 ± 0.1 а.е., эксцентриситет 0.26 ± 0.10, орбитальный период – 1056 ± 14 земных суток (2.9 земных лет). Тем не менее, из-за высокой светимости звезды температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Дальше всего продвинулась в своей эволюции звезда HD 113996 (HIP 64022, HR 4954). Ее спектральный класс – K5 III, при массе 1.49 ± 0.18 солнечных масс ее радиус достигает 25.1 ± 1.2 солнечных радиуса, а светимость в 291 раз превышает солнечную. Звезда расположена от нас на расстоянии 101.6 ± 2.3 пк, из-за своей яркости она видна невооруженным глазом. Возраст звезды оценивается в 3.24 ± 1.2 млрд. лет.

Минимальная масса планеты HD 113996 b достигает 6.3 ± 1.0 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.6 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.28 ± 0.12, и делает один оборот за 610 ± 4 земных суток. Несмотря на то, что орбита гиганта пролегает дальше марсианской, по своему температурному режиму HD 113996 b оказывается горячим юпитером.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1711.07173.pdf

 

 

20 ноября 2017
HD 76920 b: самая эксцентричная планета у красного гиганта
прямая ссылка на эту новость

В первое же десятилетие экзопланетных исследований стало ясно, что свойства планетных систем существенно зависят от массы родительской звезды. Планетные системы красных карликов заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те – от систем звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс). В частности, выяснилось, что распространенность планет-гигантов быстро растет с увеличением массы звезды. Также оказалось, что планеты у звезд промежуточной массы в большинстве своем массивны и находятся на широких орбитах с малым эксцентриситетом.

Однако нет правил без исключений. 16 ноября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию у красного гиганта HD 76920 массивной экзопланеты, эксцентриситет орбиты которой достигал 0.856 ± 0.009! В перицентре своей орбиты планета приближалась к фотосфере звезды на расстояние ~4 звездных радиусов, а в апоцентре улетала почти в 13 раз дальше. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа UCLES, установленного на 3.9-метровом Англо-Австралийском телескопе (AAT), CHIRON, установленного на 1.5-метровом телескопе обсерватории Сьерро Тололо, и FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе в Ла Силья. Всего было получено 37 замеров лучевой скорости звезды: 17 на UCLES, 12 на CHIRON и 8 на FEROS.

HD 76920 (HIP 43803) – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K1 III, удаленный от нас на 184.8 ± 7.5 пк. Его масса оценивается в 1.17 ± 0.20 солнечных масс, радиус достигает 7.5 ± 0.6 солнечных радиусов, светимость в ~24 раза превышает светимость Солнца (другие авторы дают немного другое значение светимости – 21.7 солнечных). Возраст звезды составляет 7.1 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 76920 b достигает 3.93 ± 0.15 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите на среднем расстоянии 1.15 ± 0.02 а.е. и делает один оборот за 415.4 ± 0.2 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.165 а.е. в перицентре до 2.133 а.е. в апоцентре. Вероятность транзитной конфигурации для HD 76920 b достигает 10.3%, причем во время транзита (если он есть) планета будет находиться на расстоянии 0.342 а.е. от своей звезды. К сожалению, из-за большого размера звезды транзит будет мелким и ненаблюдаемым с Земли, сквозь атмосферу, однако его смогут обнаружить космические телескопы TESS и ChEOPS, чей запуск ожидается в 2018 году.

Резко эксцентричная орбита HD 76920 b необычна, поскольку родительская звезда выглядит одиночной, и высокий эксцентриситет планеты нельзя объяснить механизмом Козаи-Лидова. Возможно, система претерпела эпизод планет-планетного рассеяния, в результате которого вторая планета перешла на высокую и тоже эксцентричную орбиту с большой полуосью 10-100 а.е. К сожалению, пока эту гипотезу проверить невозможно – планета на такой долгопериодической орбите находится за пределами возможности обнаружения современными RV-обзорами.


HD 76920 b (показана красным кружком) на плоскости «расстояние в перицентре в звездных радиусах – эксцентриситет орбиты» среди других 116 планет у звезд красных гигантов.

Авторы исследования планируют продолжить наблюдения HD 76920 b, особенно в период около 17 января 2018 года, когда планета должна пройти очередной перицентр своей орбиты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1711.05378.pdf

 

 

17 ноября 2017
Открыта небольшая планета у звезды Ross 128 в 3.38 парсеках от Земли
прямая ссылка на эту новость

Близкие спокойные красные карлики являются очень привлекательной целью для поисков рядом с ними небольших планет (в том числе – в обитаемой зоне). Действительно, из-за своей малой массы такие звезды заметнее откликаются на гравитационные возмущения со стороны планет, а из-за малого радиуса звездного диска транзиты планет оказываются глубже и заметнее. Кроме того, из-за небольшой светимости красных карликов и малых размеров обитаемой зоны орбитальные периоды планет в обитаемой зоне составляют всего 10-20 земных суток, что позволяет быстрее набирать статистику (например, за год планета успеет сделать несколько оборотов вокруг своей звезды, что облегчит выделение из шумов слабого RV-сигнала, наведенного маломассивной планетой).

Обширная программа наблюдений близких красных карликов уже много лет ведется на Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. Замеры лучевой скорости звезд делаются с помощью спектрографа HARPS. С помощью этого обзора была открыта планета у ближайшей к Солнцу звезды – Проксима b.

8 ноября 2017 года на сайте Южно-Европейской обсерватории была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика Ross 128. За 11 лет (с 26 июля 2005 года по 26 апреля 2016 года) было получено 157 замеров лучевой скорости этой звезды. Также Ross 128 в течение 82 суток наблюдал космический телескоп им. Кеплера в рамках 1-й наблюдательной кампании.

Ross 128 (FY Девы, GJ 447, HIP 57548) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 3.3806 ± 0.0064 пк. Его масса оценивается в 0.168 ± 0.017 солнечных масс, радиус – в 0.197 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.36 ± 0.4% солнечной светимости. Судя по низкой скорости вращения (звезда делает один оборот вокруг своей оси за ~121 земных суток) и умеренному уровню активности возраст Ross 128 превышает 5 млрд. лет.

Ross 128 является ближайшей к нам звездой из созвездия Девы и 13-й в списке ближайших к Солнцу звезд и субзвездных объектов.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Ross 128 b составляет всего 1.33 ± 0.2 масс Земли. Планета вращается вокруг родительской звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.06 ± 0.09) на среднем расстоянии 0.049 ± 0.002 а.е. и делает один оборот в 9.86 ± 0.01 земных суток. Освещенность на орбите Ross 128 b в 1.38 раз больше, чем на орбите Земли, таким образом, ее температурный режим оказывается промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. С учетом большей массы планета скорее является аналогом Венеры, чем аналогом Земли.

К сожалению, Ross 128 b не транзитная – фотометрия звезды, полученная «Кеплером», исключает транзиты планеты даже с радиусом 0.5 радиусов Земли.

Открытие планеты у звезды Ross 128 подтверждает широчайшую распространенность маломассивных планет у красных карликов.

Информация получена: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1736/eso1736a.pdf

 

 

10 ноября 2017
EPIC 246393474 b: суперземля на 6.7-часовой орбите
прямая ссылка на эту новость

В рамках расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера продолжает наблюдения участков неба вдоль эклиптики, регулярно открывая новые транзитные планеты. Благодаря тому, что теперь «Кеплер» наблюдает в основном яркие звезды (до 12 звездной величины), масса многих планет может быть измерена методом лучевых скоростей. Особенно интересна эта возможность в применении к небольшим планетам (с радиусом менее 2 радиусов Земли), поскольку позволяет более точно очертить область в пространстве параметров, где происходит переход от железокаменных планет земного типа к планетам, богатым летучими веществами (океанидам и мини-нептунам).

8 ноября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной горячей суперземли EPIC 246393474 b. Новая планета завершает один оборот вокруг своей звезды всего за 6.7 часов (0.28032 земных суток)! Тем самым она стала самой короткопериодической планетой с измеренными массой и радиусом.

EPIC 246393474 (TYC 5244-714-1) – оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 58.8 ± 2.8 пк. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.674 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость составляет ~15% светимости Солнца. Судя по заметному уровню активности и довольно быстрому вращению (период близок к 14 земным суткам), звезда довольно молода: ее гирохронологический возраст оценивается в 740 ± 360 млн. лет.

«Кеплер» наблюдал EPIC 246393474 в рамках 12-й наблюдательной кампании, проходившей с 15 декабря 2016 года по 4 марта 2017 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Для измерения массы планеты авторы статьи получили 9 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа FIES и 27 замеров – с помощью спектрографа HARPS. Определение точной массы планеты затруднялось наличием звездного шума, вызванного ее собственной активностью, его амплитуда составила ~5 м/с. Однако знание орбитального периода планеты позволило выделить колебания, обусловленные ее гравитационным влиянием на звезду, и оценить массу планеты.

При радиусе 1.54 ± 0.10 радиусов Земли масса планеты EPIC 246393474 b оказалась равной 5.31 ± 0.46 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.00 +1.83/-1.45 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~2.3 звездных радиусов! Ее эффективная температура оценивается авторами в 2039 +87/-48К. Скорее всего, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.


Вверху: планета EPIC 246393474 b (показана зеленым цветом) на плоскости «масса – орбитальный период» среди других транзитных планет с периодом менее суток и радиусом менее 2 радиусов Земли. Внизу: эти же планеты на плоскости «масса – радиус». Пунктирными цветными линиями показаны модельные зависимости масса-радиус для планет различного химического состава.

Из-за тесной близости к звезде EPIC 246393474 b находится на грани приливного разрушения. Если бы ее средняя плотность была бы меньше ~3.5 г/куб.см, она не смогла бы существовать и была бы немедленно разорвана приливными силами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1711.02097.pdf

 

 

7 ноября 2017
Измерена масса внутренней планеты в системе GJ 9827
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера показал широчайшую распространенность планет с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли – суперземель и мини-нептунов. Однако в Солнечной системе таких планет нет, и их строение и свойства представляют для исследователей огромный интерес. Если планеты с радиусами 2-4 радиусов Земли в подавляющем большинстве случаев представляют собой мини-нептуны, то с планетами радиусами 1-2 радиуса Земли ситуация более сложная. Часть планет этого размерного класса является планетами земного типа, а часть содержит значительную долю летучих веществ и окружена плотными протяженными атмосферами. Как показали более ранние исследования, переход между этими двумя типами планет происходит при радиусе ~1.6 радиусов Земли. К сожалению, сравнительно малое количество планет с радиусом менее 2 радиусов Земли и измеренной массой не позволяет точно очертить зону этого перехода в пространстве параметров. Поэтому важно измерять массы как можно большего числа небольших планет (с радиусом менее 2 земных).

7 ноября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе GJ 9827 методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Авторы статьи измеряли лучевые скорости GJ 9827 с помощью спектрографа PFS с января 2010 по август 2016 года в рамках большого обзора сравнительно близких (ближе 100 пк) спокойных звезд, с 2002 года проводимого на телескопе Магеллан II. Всего было получено 36 замеров с точностью 1.5-3 м/с. Открытие у звезды GJ 9827 трех транзитных планет, сделанное космическим телескопом им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2, побудило авторов проанализировать полученные данные с учетом того, что периоды планет оказались известны. В результате удалось измерить массу внутренней планеты b и получить верхние пределы на массы планет c и d.

Масса планеты GJ 9827 b оказалась равной 8.2 ± 1.5 масс Земли, что при радиусе 1.64 ± 0.22 радиусов Земли приводит к средней плотности ~10 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу, причем на долю железного ядра приходится ~50% массы. Если этот результат подтвердится, горячая суперземля GJ 9827 b станет одной из крупнейших железокаменных планет, известных людям.

Масса планеты GJ 9827 c формально составляет 2.50 ± 2.21 земных масс, а планеты GJ 9827 d – 3.80 ± 2.63 масс Земли. Как мы видим, погрешности здесь сравнимы с самой измеряемой величиной, так что речь может идти только о верхних пределах в ~7.6 масс Земли для планеты c и ~11 масс Земли для планеты d. Возможно, массы внешних планет смогут определить спектрографы нового поколения (например, ESPRESSO).


Планеты системы GJ 9827 (показаны квадратами) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет небольшого размера. Цветом показана степень нагрева.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1711.01359.pdf

 

 

1 ноября 2017
NGTS-1 b: транзитная планета-гигант у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Если небольшие планеты с радиусами 1-4 радиусов Земли у звезд красных карликов широко распространены, то планеты-гиганты встречаются гораздо реже. Транзитных же планет-гигантов можно пересчитать по пальцам одной руки. К настоящему моменту было известно только две планеты этого типа – Kepler-45 b (масса 0.5 масс Юпитера, радиус 0.96 радиусов Юпитера) и HATS-6 b (масса 0.32 масс Юпитера, радиус 1.0 радиусов Юпитера). 31 октября 2017 года к ним прибавилась третья – NGTS-1 b.

NGTS – новый наземный транзитный обзор, посвященный поиску планет у поздних K- и ранних M-звезд. Он основан на фотометрических наблюдениях, проводимых системой из 12 автоматических телескопов апертурой 20 см каждый, расположенных в Паранальской обсерватории (Чили). Матрица телескопов имеет разрешение 5 угловых секунд на пиксель, наблюдения ведутся в красных лучах (точнее, в спектральной полосе 550-927 нм).

Звезда NGTS-1 наблюдалась обзором с 10 августа по 7 декабря 2016 года. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата проводилось методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Из-за низкого блеска (видимая звездная величина NGTS-1 достигает +15.52) погрешность единичного замера составила 11-23 м/с для разных ночей. Однако большая амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, вызванная сравнительно массивной планетой-гигантом, позволила уверенно определить его массу.

Итак, NGTS-1 – красный карлик спектрального класса M0 V. Его масса оценивается в 0.62 +0.02/-0.06 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.08 солнечных радиусов. Тусклость звезды не позволила уверенно определить ее металличность, отсюда такие значительные неопределенности звездных параметров. Возраст звезды также остался неизвестным, однако ее медленное вращение и отсутствие каких-либо признаков активности говорит о древнем возрасте. Расстояние до системы составляет 224 +37/-44 пк.

Транзит планеты NGTS-1 b оказался скользящим – она вступает на звездный диск только своим краем. Это привело к значительным погрешностям в определении радиуса гиганта – 1.33 +0.61/-0.33 радиуса Юпитера. Масса NGTS-1 b оценивается в 0.81 ± 0.07 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.42 +0.59/-0.28 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0326 ± 0.0047 а.е. (~12.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.64730 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 790 ± 20К.

От себя скажу, что при такой умеренной температуре более правдоподобной выглядит нижняя оценка радиуса планеты.

Авторы открытия нашли, что система NGTS-1 будет очень привлекательной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба. Несмотря на тусклость родительской звезды, большие размеры планеты (особенно в долях звездного радиуса) позволят получить большое отношение сигнал/шум в изучении свойств атмосферы NGTS-1 b методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1710.11099.pdf

 

 

24 октября 2017
WASP-151 b, WASP-153 b, WASP-156 b: три новые планеты очерчивают «пустыню субсатурнов»
прямая ссылка на эту новость

В распределении внесолнечных планет по массам и размерам есть так называемая «пустыня субсатурнов» – недостаток планет, чьи свойства являются промежуточными между свойствами газовых гигантов (как Юпитер и Сатурн в Солнечной системе) и нептунов. Пустыня субсатурнов видна и в распределении по массам планет, обнаруженных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, и в распределении по размерам транзитных планет, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Происхождение этой «пустыни» пока не ясно – возможно, планет промежуточного типа просто мало образуется, а возможно, легкие газовые гиганты из-за сильного нагрева (а «Кеплер» обнаруживает преимущественно планеты, близкие к своим звездам) теряют значительную долю водорода и гелия и превращаются в «нептуны».

Чтобы лучше очертить «пустыню субсатурнов» и понять ее природу, надо изучать планеты, лежащие внутри нее или по ее границам. Планеты «Кеплера», как правило, вращаются вокруг тусклых звезд, что сильно затрудняет измерение их массы. Более результативными здесь оказываются наземные транзитные обзоры, ведущие поиск транзитных планет у сравнительно ярких звезд, для которых возможно одновременно определить и радиус, и массу (а значит, и среднюю плотность).

18 октября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех транзитных планет обзором SuperWASP. Две новые планеты из трех являются горячими сатурнами, еще одна попадает в «пустыню субсатурнов». Родительские звезды всех трех планет прошли стандартную процедуру валидации, позже массы планет были измерены методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов SOPHIE и CORALIE.

Одна из звезд (WASP-151) попала на 12-ю наблюдательную площадку расширенной миссии K2 под именем EPIC 246441449, так что для этой звезды получена фотометрия очень высокого качества.

WASP-151 – солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V, удаленная от нас на 480 ± 75 пк. Ее масса оценивается в 1.08 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.14 ± 0.03 солнечных радиусов. Звезда отличается зрелым возрастом в 5.1 ± 1.3 млрд. лет.

WASP-151 b – горячий сатурн массой 0.31 ± 0.04 масс Юпитера и радиусом 1.13 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.293 ± 0.04 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.003) на расстоянии 0.055 ± 0.001 а.е. (~10.34 ± 0.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.53347 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1270 ± 20К. Доля тяжелых элементов в составе WASP-151 b не превышает 2% – перед нами легкий газовый гигант.

WASP-153 – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0, удаленная от нас на 430 ± 35 пк. При массе 1.34 ± 0.09 солнечных масс ее радиус достигает 1.73 ± 0.10 солнечных радиусов. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. WASP-153 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 4.0 ± 0.8 млрд. лет.

Масса планеты WASP-153 b достигает 0.39 ± 0.02 масс Юпитера, что при радиусе 1.55 ± 0.10 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.146 ± 0.027 г/куб.см. Большая «раздутость» WASP-153 b относительно WASP-151 b обусловлена более высоким уровнем нагрева – эффективная температура WASP-153 b достигает 1700 ± 40К. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.009) на среднем расстоянии 0.048 ± 0.001 а.е. (~6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.33261 земных суток.

Наиболее интересной планетой из трех является, безусловно, WASP-156 b. При массе 0.128 ± 0.010 масс Юпитера (41 ± 3 масс Земли) радиус планеты составляет 0.51 ± 0.02 радиусов Юпитера, т.е. перед нами тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды – оранжевого карлика спектрального класса K3 V – по близкой к круговой орбите (e < 0.007) на среднем расстоянии 0.0453 ± 0.0009 а.е. (~12.8 звездных радиусов), ее орбитальный период составляет 3.83617 земных суток. Эффективная температура планеты довольно умеренная – 970 ± 30К, средняя плотность – 1.33 ± 0.13 г/куб.см. Доля тяжелых элементов в составе WASP-156 b достигает 90%.

WASP-156 является на данный момент самой яркой звездой (ее видимая звездная величина +11.6), рядом с которой обнаружен тяжелый нептун. Она станет привлекательной целью для изучения свойств атмосферы тяжелого нептуна методами трансмиссионной спектроскопии.


«Пустыня субсатурнов» (очерчена пунктирными линиями) на плоскости «орбитальный период – радиус» (слева) и «орбитальный период – масса» (справа). Для планеты WASP-153 b представлены два варианта радиуса – один, определенный только по спектру звезды, и другой, принятый в данной работе в качестве окончательного. Цветом показан уровень инсоляции планет в единицах инсоляции на орбите Земли. Планета WASP-156 b попадает в пустыню субсатурнов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1710.06321.pdf

 

 

21 октября 2017
С помощью спектрографа HARPS-N удалось существенно уточнить массы планет в системе WASP-47
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры оптимизированы под поиск горячих гигантов, поскольку транзиты планет меньшего размера (нептунов, суперземель и земель) замываются неспокойной земной атмосферой. Однако космические телескопы имеют возможность снимать фотометрию с несравненно более высокой точностью. В 2015 году, наблюдая в рамках расширенной миссии K2 звезду WASP-47, рядом с которой в 2012 году был обнаружен транзитный горячий юпитер WASP-47 b, космический телескоп им. Кеплера неожиданно обнаружил рядом с ней еще две транзитные планеты – горячую суперземлю WASP-47 e на 19-часовой орбите и горячий нептун WASP-47 d на орбите продолжительностью 9.03 земных суток. При наблюдениях с Земли транзиты обеих планет замывались атмосферными мерцаниями.

Открытие дополнительных тел привлекло к этой системе широкое внимание. Чтобы измерить массы планет и оценить таким образом их среднюю плотность и химический состав, сразу несколько научных коллективов приступило к измерению лучевых скоростей звезды WASP-47. Наблюдения с помощью спектрографа CORALIE привели в 2015 году к открытию второго гиганта в этой системе – не транзитной планеты WASP-47 c с орбитальным периодом ~572 земных суток, расположенной в обитаемой зоне. Однако точности CORALIE не хватило, чтобы измерить массы небольших планет e и d – это было сделано в том же году с помощью более точного спектрографа PFS. Исследователи оценили массу планеты e в 12.2 ± 3.7 масс Земли, планеты b – в 1.16 ± 0.09 масс Юпитера и планеты d – в 10.4 ± 8.4 масс Земли, масса внешней планеты c в этом исследовании не измерялась.

Наконец, 29 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению лучевых скоростей звезды WASP-47 с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N. Научный коллектив под руководством Эндрю Вандербурга (Andrew Vanderburg) за период 495 дней получил 69 замеров лучевой скорости со средней погрешностью 3.3 м/с. Кроме того, они учли в анализе 43 замера, полученных на спектрографе HIRES (средняя погрешность 3.7 м/с), 26 замеров на PFS (средняя погрешность 7.4 м/с) и 46 замеров на CORALIE (средняя погрешность 13.5 м/с).

Совместный анализ привел к существенному пересмотру массы планеты e и уточнению массы планеты d. Как оказалось, масса внутренней суперземли составляет всего 6.83 ± 0.66 масс Земли! Похожее значение (~7 масс Земли) дают замеры HIRES, если использовать только их. Таким образом, при радиусе 1.81 ± 0.03 радиусов Земли средняя плотность планеты e падает с 11.2 ± 3.6 г/куб.см до 6.35 ± 0.64 г/куб.см, и она из массивной железокаменной планеты превращается в планету со значительной долей летучих в своем составе.

Существенное изменение массы WASP-47 e снова напоминает о необходимости независимой проверки и перепроверки любых получаемых данных!

Масса планеты d оказалась равной 13.1 ± 1.5 масс Земли, что при радиусе 3.58 ± 0.05 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.58 ± 0.18 г/куб.см – перед нами типичный нептун.

Наконец, минимальная масса (параметр m sin i) внешней нетранзитной планеты WASP-47 c составила 1.25 ± 0.03 масс Юпитера, что близко к оценке, полученной с помощью спектрографа CORALIE (1.24 ± 0.22 масс Юпитера). Орбита WASP-47 c оказалась более эксцентричной, чем считалось ранее – эксцентриситет увеличился с 0.13 ± 0.1 до 0.296 ± 0.017. С учетом того, что система WASP-47 динамически холодная и невозмущенная, наклонение орбиты WASP-47 c должно быть близким к наклонению трех внутренних планет и оси вращения звезды. Вандербург с коллегами нашли, что вероятность транзитной конфигурации внешней планеты достигает 10% (при геометрической вероятности всего 0.6%). Возможно, ученым посчастливится, и транзит планеты WASP-47 c все-таки будет обнаружен. Из-за достаточной глубины (она ожидается на уровне 1%) этот транзит легко можно будет наблюдать с Земли. Ближайший момент возможного транзита наступит 21 августа 2018 года с погрешностью ±6.5 земных суток, его продолжительность может достигать 14 часов. Авторы предлагают провести в это время масштабный мониторинг звезды WASP-47 с целью обнаружения или исключения транзита внешней планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1710.00026.pdf

 

 

15 октября 2017
EPIC 228732031 b: суперземля на 8.9-часовой орбите
прямая ссылка на эту новость

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальным периодом короче 1 земных суток. Как правило, радиус таких планет не превышает 2 радиусов Земли. По данным «Кеплера», распространенность таких планет достигает у солнцеподобных звезд ~0.5%, т.е. они не такие уж и редкие.

Имеют ли суперземли с ультракороткими периодами чисто железокаменный состав подобно Меркурию, или же они являются «огарками» нептунов и мини-нептунов и содержат заметную долю летучих веществ? Ответ на этот вопрос может дать измерение их средней плотности. Однако большинство планет с ультракороткими периодами, открытых «Кеплером» в рамках основной миссии, вращается вокруг тусклых звезд, измерение лучевых скоростей которых с необходимой точностью сильно затруднено, а значит, затруднено и измерение масс планет.

3 октября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячей суперземли EPIC 228732031 b, вращающейся вокруг своей звезды с периодом всего ~8.9 часов (0.369304 ± 0.000009 земных суток). Планета была открыта «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2. Сравнительная яркость родительской звезды (+12.1) давала надежду на измерение массы планеты методом лучевых скоростей, что и было проделано с помощью спектрографов HARPS-N и PFS.

EPIC 228732031 – звезда главной последовательности позднего G- или раннего K–класса. Ее масса оценивается в 0.84 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.81 ± 0.03 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Звезда удалена от нас на 174 ± 20 пк.

Суперземля EPIC 228732031 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 2.66 +0.18/-0.36 звездных радиусов! При массе 6.8 ± 1.6 масс Земли и радиусе 1.81 ± 0.16 радиусов Земли ее средняя плотность составляет 6.3 +3.1/-2.8 г/куб.см. Такая величина средней плотности соответствует чисто каменному составу, что мало правдоподобно. Скорее всего, планета имеет железное ядро и окружена оболочкой из летучих (преимущественно воды в состоянии закритического флюида).


Планета EPIC 228732031 b (показана розовым цветом и отмечена цифрами 2031) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных планет с ультракороткими периодами и измеренной массой. Для сравнения приведены также Земля и Венера (показаны черными звездами).

Авторы статьи составили таблицу из десяти планет с ультракороткими периодами, радиусами менее 2 радиусов Земли и измеренными массами. Они нашли, что большая часть таких планет содержит значительную долю воды (до 15-20% по массе). По-видимому, все планеты с радиусами более 1.6 радиусов Земли и массами более 6 масс Земли содержат в своем составе летучие вещества независимо от степени нагрева.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1710.00076.pdf

 

 

4 октября 2017
Трехпланетная система в Гиадах: EPIC 247589423
прямая ссылка на эту новость

Для уточнения теорий формирования планетных систем критически важно изучать планетные системы различного возраста. Возраст звезд поля, находящихся на главной последовательности, как правило, определяется с большими погрешностями (необходимо провести астросейсмологические наблюдения акустических колебаний звезды, чтобы определить ее возраст с приемлемой точностью, а это возможно только для самых ярких звезд). На помощь приходят рассеянные звездные скопления, чей возраст хорошо известен. В частности, «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 провел фотометрические наблюдения нескольких рассеянных скоплений и областей звездообразования (скоплений Гиады и Ясли возрастом ~800 млн. лет, скопления Плеяды возрастом 112 млн. лет, ассоциации Верхняя Скорпиона возрастом 11 млн. лет и области Телец-Возничий, где процесс звездообразования начался 5 млн. лет назад и продолжается до сих пор). Первые предварительные наблюдения молодых планет показали, что их радиусы в среднем больше, чем радиусы более старых планет, но с чем это связано, пока не ясно.

2 октября 2017 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы сразу две статьи, посвященные открытию планетной системы у звезды EPIC 247589423, входящей в состав рассеянного скопления Гиады. В одной статье (Mann et al.) говорится об обнаружении трех транзитных планет, в другой (Ciardi et al.) – только об одной, самой крупной (EPIC 247589423 c).

«Кеплер» наблюдал Гиады в рамках 13-й наблюдательной кампании, проходившейс 8 марта по 27 мая 2017 года. После обнаружения транзитных кандидатов звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы).

EPIC 247589423 (LP 358-348) – поздний оранжевый карлик спектрального класса K5 V или K6 V. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.02 солнечных масс (Mann et al.) или 0.71 ± 0.06 солнечных масс (Ciardi et al.), радиус – в 0.66 ± 0.02 солнечных радиусов (Mann et al.) или 0.71 ± 0.10 солнечных радиусов (Ciardi et al.), светимость составляет 16.3 ± 1.6% солнечной светимости. Расстояние до звезды, определенное кинематическим методом, равно 59.4 ± 2.8 пк.

На расстоянии 0.73 угловых секунд от главной звезды (примерно в 40 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M7 V или M8 V. Транзитные планеты вращаются вокруг главного компонента пары.

Как пишут Mann et al., кривая блеска EPIC 247589423 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 7.9753 ± 0.0008, 17.3071 ± 0.0003 и 25.575 ± 0.003 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.99 ± 0.06, 2.91 ± 0.11 и 1.45 +0.11/-0.08 радиусов Земли. Совместное моделирование движения всех трех планет позволило оценить (хоть и с малой точностью) также эксцентриситеты их орбит: 0.10 +0.19/-0.07 для планеты b, 0.13 +0.27/-0.11 для планеты c и 0.14 +0.13/-0.09 для планеты d.

Автоматический алгоритм обработки данных, которым воспользовались Ciardi et al., обнаружил только одну планету – нептун EPIC 247589423 c с периодом ~17.3 земных суток.

Внешняя планета имеет температурный режим Меркурия, внутренние еще горячее. Mann et al. оценили их эффективные температуры в 553 +17/-27К, 425 +10/-33К и 373 ± 18К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Планеты системы EPIC 247589423 демонстрируют заметные вариации времени наступления транзитов, достигающие иногда 20 минут. Однако количество наблюдаемых транзитных событий слишком мало, чтобы сделать какие-либо определенные выводы, кроме того, велики погрешности в определении середины транзитов, составляющие 5-20 минут. Неопределенности вызваны тем, что «Кеплер» делал фотометрические замеры звезды EPIC 247589423 в «долгой» моде (т.е. каждые 30 минут).

Можно ли измерить массы планет методом измерения лучевых скоростей родительской звезды? Оценив их в ~1, ~7 и ~4 масс Земли, Mann et al нашли, что они будут наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~0.4 м/с, ~2 м/с и ~1 м/с. При этом активность молодой звезды, хоть и довольно умеренная, все же создает акустический шум с полуамплитудой 6-9 м/с, что сильно затрудняет измерение масс. Возможно, массы планет все же удастся измерить, накопив достаточную статистику.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.10328.pdf
https://arxiv.org/pdf/1709.10398.pdf

 

 

1 октября 2017
Водяной пар и высокие облака в атмосфере очень теплого субсатурна WASP-107 b
прямая ссылка на эту новость

Трансмиссионная спектроскопия (анализ зависимости глубины транзита планеты от длины волны, на которой ведутся наблюдения) позволяет определять химический состав и физические свойства транзитных экзопланет. Особенный интерес вызывает трансмиссионная спектроскопия планет, отличающихся от типичных горячих юпитеров. 27 сентября 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии очень теплого субсатурна WASP-107 b. Эта планета интересна тем, что ее масса лежит в диапазоне, промежуточном между массами Нептуна и Сатурна (она оценивается в 0.12 ± 0.01 масс Юпитера или 38 ± 3 масс Земли). Радиус планеты достигает 0.94 ± 0.02 радиусов Юпитера, т.е. перед нами – легкий газовый гигант. Кроме того, WASP-107 b нагрета заметно меньше, чем типичные горячие юпитеры (первооткрыватели оценили ее эффективную температуру в 770 ± 60К).

5-6 июня 2017 года исследователи наблюдали транзит WASP-107 b с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» в спектральном диапазоне 1.12-1.63 мкм. Диапазон был разбит на 20 интервалов, в каждом из которых измерялась глубина транзита. Это позволило получить довольно подробный трансмиссионный спектр WASP-107 b.


Трансмиссионный спектр WASP-107 b. Белыми кружками показаны замеры глубины транзита в зависимости от длины волны, полученные «Хабблом», синей линией – предсказание наилучшей модели.

В спектре планеты выделяются полосы водяного пара при 1.15 и 1.4 мкм. Вода обнаружена с достоверностью 6.5 стандартных отклонений. С другой стороны, в трансмиссионном спектре нет никаких признаков метана. Авторы нашли, что отношение содержания атомов углерода и кислорода C/O в атмосфере WASP-107 b меньше солнечного (0.54) с достоверностью 2.7 стандартных отклонений. Доля метана не превышает 1.2·10-3. Зато доля водяного пара соответствует солнечному химическому составу.

Глубина полос водяного пара втрое меньше, чем было бы в случае безоблачной атмосферы. Авторы нашли, что атмосфера планеты затянута плотной дымкой на уровне давлений 0.01-3 миллибар. Состав дымки неясен, возможно, она состоит из сложных углеводородов, являющихся продуктом фотолиза метана, а возможно, включает в себя продукты фотолиза сероводорода.

Планета WASP-107 b включена в список целей космического телескопа им. Джеймса Вебба, который сможет провести ее спектральные наблюдения с невиданной ранее точностью и существенно уточнить состав и строение атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1709.08635.pdf

 

 

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

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 Am (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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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 mstar-2/3, а глубина транзита планеты фиксированного радиуса пропорциональна Rstar-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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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]
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
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
818 ± 41
F5 V
1.272 ± 0.048
1.315 ± 0.064
2.66 ± 0.36
1.52 ± 0.70
0.02 ± 0.07
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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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
прямая ссылка на эту новость

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