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

19 сентября 2020
Две планеты у близкого оранжевого карлика GJ 414A
прямая ссылка на эту новость

Метод измерения лучевых скоростей – второй по продуктивности среди всех методов поиска экзопланет, по количеству открытых планет он уступает только транзитному методу. Для обнаружения планет небольших масс очень важно получать как можно больше замеров лучевой скорости звезды, желательно на протяжении долгого времени. Богатые и плотные ряды наблюдений позволяют разделить квазипериодические колебания, обусловленные внутренней активностью звезды, и когерентные колебания, наведенные планетами.

Обзор Eta-Earth ведет наблюдения за 230 ближайшими G, K, M карликами уже более двух десятилетий. Лучевые скорости выбранных звезд измеряются с помощью спектрографа HIRES, установленного на Кеке. В последние годы к этим наблюдениям подключился спектрограф Levy, установленный на APF. Продолжительное время наблюдений позволяет обнаруживать экзопланеты со все большими орбитальными периодами, а высокая точность замеров позволяет находить планеты небольших масс.

15 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у близкого оранжевого карлика GJ 414A.

GJ 414A (HD 97101A, HIP 54646A) – звезда главной последовательности спектрального класса K7 V, удаленная от нас на 11.89 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 12% от солнечной. Несмотря на древний возраст (формально 11.2 ± 5.9 млрд. лет) звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов. На расстоянии 34.34 угловых секунд (408 а.е. в проекции на небесную сферу) от GJ 414A расположен звездный компаньон GJ 414B спектрального класса M2 V, звезды физически связаны и образуют широкую пару.

С января 1997 года по июнь 2019 года было получено 126 замеров лучевой скорости GJ 414A на HIRES и 351 замер на Levy, таким образом, полное время наблюдений превысило 22 года. Помимо колебаний, вызванных внутренней активностью звезды, исследователи обнаружили два когерентных RV-сигнала с периодом 50.8 и 748.3 земных суток.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты GJ 414A b оценивается в 9.3 +3.2/-2.5 масс Земли – перед нами мини-нептун или нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.24 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.48 +0.12/-0.16. Температурный режим внутренней планеты грубо соответствует температурному режиму Венеры, ее эффективная температура (в предположении альбедо, равного 0.32) оценивается в 304 ± 33К.

Внешняя планета массивнее – ее проективная масса достигает 59.5 ± 10 масс Земли, скорее всего, это легкий газовый гигант. GJ 414A c вращается по слабо эллиптической орбите (эксцентриситет 0.093 +0.10/-0.064) на среднем расстоянии 1.43 ± 0.06 а.е., его температурный режим грубо соответствует температурному режиму Юпитера.

Высокий эксцентриситет внутренней планеты говорит о бурной динамической истории этой системы. Если взаимное наклонение орбит обеих планет в какой-то момент превысило 45°, эксцентриситет внутренней планеты мог увеличится за счет механизма Козаи-Лидова. Впрочем, какие-либо определенные выводы делать еще рано.

Внешняя планета в своем движении по орбите удаляется от своей звезды на расстояние 120 угловых миллисекунд и может стать прекрасной целью для будущих программ прямого наблюдения экзопланет. В лучах с длиной волны 10.6 мкм контраст со звездой составит 6.3·10-6. К сожалению, это слишком мало, чтобы планету смог увидеть JWST, однако исследователи надеются на строящийся 30-метровый телескоп.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.06503.pdf

 

 

10 сентября 2020
Многопланетная система TOI-561, или как важно быть внимательным
прямая ссылка на эту новость

7 сентября 2020 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные многопланетной системе TOI-561. Два независимых научных коллектива – европейцы (ведущий автор G. Lacedelli) и американцы (ведущий автор L. Weiss) представили свое видение этой системы. Но из четырех транзитных планет у них совпали только две! Точнее, там, где группа Weiss увидела одну планету, Lacedelli с коллегами увидели две разных.

Как же так получилось?

TOI-561 – сравнительно яркая солнцеподобная звезда немного легче и холоднее Солнца, удаленная от нас на 85.8 ± 0.5 пк. Ее параметры согласуются у обеих групп авторов: масса 0.785 ± 0.018 (Lacedelli) и 0.805 ± 0.03 (Weiss) солнечных масс, радиус 0.849 ± 0.007 (Lacedelli) и 0.83 ± 0.02 (Weiss), светимость близка к половине солнечной. Оба коллектива согласны с тем, что звезда обеднена тяжелыми элементами и отличается весьма зрелым возрастом. Европейцы осторожно пишут о нижнем пределе в 5 млрд. лет, а американцы более уверенно определяют возраст звезды в 10 ± 3 млрд. лет.

TOI-561 попала на 8 сектор TESS, которая наблюдала ее со 2 по 27 февраля 2019 года. Из-за сбоя на борту в течение 3.26 суток данные не поступали, и полное время наблюдений составило 20.22 суток. Кривая блеска звезды продемонстрировала три (как показалось сначала) транзитных сигнала с периодами 10.78 суток (TOI-561.01), 0.446 суток (TOI-561.02) и 16.4 суток (TOI-561.03). Последний сигнал включал в себя только два транзитных события примерно равной глубины.

Чтобы измерить массы планет, группа Lacedelli получила 82 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N, средняя погрешность единичного замера составила 1.2 м/с. Группа Weiss с той же целью получила 59 замеров с помощью спектрографа HIRES, средняя погрешность достигла 1.4 м/с. Обе группы полностью подтвердили планетную природу двух внутренних планет и измерили их массы. Однако RV-сигнала с периодом 16.4 суток в данных не оказалось! Американцы остановились на том, что массу внешней планеты измерить не удалось (точнее, погрешности в определении массы оказались сравнимы с измеряемой величиной). Зато европейцы оказались более въедливы.

Кроме двух RV-сигналов, соответствующих внутренним планетам, они обнаружили еще два – с периодами 25.62 и 73.23 земных суток. Анализ показал, что обе гипотетические планеты могли по одному разу пройти по диску звезды, иначе говоря, сигнал TOI-561.03 принадлежал не одной планете, а двум разным! Более внимательное изучение кривой блеска, полученной TESS, показало, что оба транзитных события имели близкую глубину, но разную продолжительность – около 5 и около 7 часов. Таким образом, у звезды TOI-561 оказалось не три, а четыре транзитных планеты!

TOI-561 b – планета с ультракоротким периодом, вращающаяся на расстоянии всего 2.65 звездных радиусов. Ее радиус – 1.423 ± 0.066 (Lacedelli) или 1.45 ± 0.11 (Weiss) радиусов Земли, здесь оценки обеих групп совпали. Однако оценки массы оказались разными – 1.59 ± 0.36 (Lacedelli) и 3.24 ± 0.83 (Weiss) масс Земли. Первая величина выглядит более надежной, однако для ее уточнения необходимы дальнейшие наблюдения. Соответственно, разными оказались и оценки средней плотности внутренней планеты – 3.0 ± 0.8 г/куб.см (Lacedelli) и 5.7 +2.2/-1.7 г/куб.см (Weiss). Если американцы нашли, что внутренняя планета имеет железокаменный состав, то европейцы считают, что она содержит как минимум 25% воды.

TOI-561 c – мини-нептун с радиусом 2.88 ± 0.1 радиусов Земли, вращающийся на среднем расстоянии 0.0881 а.е. (22.1 звездных радиусов). Оценки массы второй планеты лучше согласуются друг с другом – 5.4 ± 1 (Lacedelli) и 6.4 ± 2.4 (Weiss). Средняя плотность второй планеты составляет 1.3 ± 0.3 г/куб.см (Lacedelli) и 1.44 ± 0.58 г/куб.см (Weiss) – перед нами типичный мини-нептун.

Планеты с орбитальным периодом 16.4 суток, по-видимому, не существует. Зато существуют две другие – TOI-561 d и TOI-561 e.

Масса мини-нептуна TOI-561 d оценивается в 12.0 ± 1.3 масс Земли, что при радиусе 2.53 ± 0.13 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.1 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.157 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 25.62 ± 0.04 земных суток.

Четвертая планета TOI-561 e оказывается еще массивнее – 16.0 ± 2.3 масс Земли, что при радиусе 2.67 ± 0.11 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.6 ± 0.9 г/куб.см. Она удалена от звезды на 0.327 ± 0.003 а.е., орбитальный период достигает 77.23 ± 0.39 земных суток. Если три внутренние планеты горячее Меркурия, то температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.


Четыре планеты системы TOI-561 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава. Цвет планет отражает степень их нагрева родительской звездой, шкала расположена у левого края графика.

История с системой TOI-561 показывает, как важен всесторонний и независимый анализ данных и как важно избегать поспешных суждений. Lacedelli с коллегами, предложив 4-планетное решение для этой системы, сами призывают проверить его новыми наблюдениями. TESS вернется к мониторингу звезды TOI-561 на 35 секторе (в феврале-марте 2021 года), кроме того, транзиты трех внешних планет может наблюдать спутник ChEOPS. По расчетам европейцев, планеты d и e близки к орбитальному резонансу 3:1 и должны сильно возмущать орбиты друг друга. Вариации времени наступления транзитов могут достигать 62 минут у планеты d и 84 минут – у планеты e. Таким образом, наблюдения уже в ближайшем будущем смогут подтвердить адекватность 4-планетной модели – или же заставят вернуться к 3-планетной модели группы Weiss.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2009.02332.pdf
https://arxiv.org/pdf/2009.03071.pdf

 

 

4 сентября 2020
Компактная система TOI-763: три мини-нептуна у солнцеподобной звезды
прямая ссылка на эту новость

Измерение массы транзитных планет позволяет определить все их основные параметры – радиус, среднюю плотность, большую полуось орбиты и ее эксцентриситет. Однако среди планет с радиусом меньше радиуса Нептуна количество планет с измеренной массой остается небольшим. Особенно интригует исследователей диапазон масс, промежуточный между массами Земли и Урана, поскольку планет с такими массами в Солнечной системе нет.

31 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у сравнительно яркой солнцеподобной звезды TOI-763. TESS наблюдала TOI-763 на 10 секторе (с 26 марта по 22 апреля 2019 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.606 и 12.274 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.28 ± 0.11 и 2.63 ± 0.12 радиусов Земли, соответственно. Авторы провели стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитных кандидатов и измерить их массу, они получили 74 замера лучевой скорости звезды TOI-763 на спектрографе HARPS. Все это позволило не только измерить массу двух внутренних планет, но и обнаружить третью (не транзитную) планету.

TOI-763 – звезда главной последовательности позднего G-класса, удаленная от нас на 95.5 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.897 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом в 6.2 ± 0.6 млрд. лет, содержание тяжелых элементов в ее составе близко к солнечному.

Масса внутренней планеты TOI-763 b составляет 9.8 ± 0.8 масс Земли, что при радиусе 2.28 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.51 +0.83/-0.66 г/куб.см. Этот плотный горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.06 а.е., его эффективная температура достигает 1038 ± 16К.

Масса второй планеты TOI-763 c немного меньше – 9.3 ± 1 масс Земли, а радиус несколько больше, поэтому ее средняя плотность оказывается равной 2.8 ± 0.5 г/куб.см. Вторая планета также вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.101 а.е., ее эффективная температура составляет 800 ± 12К.

После исключения колебаний лучевой скорости, вызванных внутренними планетами, ученые обнаружили в данных еще одно колебание с периодом 47.8 ± 2.74 земных суток и полуамплитудой 1.8 ± 0.3 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что это колебание наводится внешней (не транзитной) планетой TOI-763 d с проективной (минимальной) массой 9.5 ± 1.6 масс Земли. Поскольку компактные многопланетные системы, как правило, плоские (взаимные наклонения орбит в них малы), то внешняя планета является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от проективной. Таким образом, с высокой долей вероятности TOI-763 d также является мини-нептуном. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.25 а.е., ее эффективная температура – 509 ± 12К.


Внутренние планеты системы TOI-763 (показаны звездами) на плоскости «радиус – средняя плотность». Пустыми квадратами показаны планеты Солнечной системы, кружками – планеты и коричневые карлики у G-звезд, чья масса измерена с точностью лучше 15%, а радиус – с точностью лучше 5%. Желтыми звездочками показаны маломассивные звезды (для сравнения).

Авторы нанесли планеты b и c на плоскость «радиус – средняя плотность» для лучшего понимания их природы в контексте глобальных закономерностей. Как можно видеть на графике, сначала по мере роста радиуса средняя плотность планет растет и достигает максимума примерно при 2 радиусах Земли (этот участок соответствует планетам земного типа, или суперземлям). При дальнейшем росте радиуса средняя плотность планет резко падает из-за нарастающего увеличения доли летучих (льдов, водорода и гелия) в их составе, она достигает минимума ~0.3 г/куб.см при радиусах 6-8 радиусов Земли (это область субсатурнов – самых легких газовых гигантов). При 10-15 радиусах Земли проходит вертикальная ветвь газовых гигантов: для планет этого типа радиус почти не зависит от массы, и по мере увеличения массы средняя плотность растет вплоть до ~200 г/куб.см у объектов вблизи предела Кумара (75-80 масс Юпитера). Таким образом, радиусы 10-20 радиусов Земли могут иметь и неплотные планеты (горячие юпитеры), и маломассивные звезды, чья средняя плотность на 2-3 порядка выше.

Если TOI-763 b включает в себя железо, силикаты, водяной лед, и, скорее всего, лишена сколь-нибудь существенной водородной атмосферы, то TOI-763 c помимо льда содержит и заметную долю водорода и гелия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.12535.pdf

 

 

28 августа 2020
TOI-824 b: плотный нептун из пустыни горячих нептунов
прямая ссылка на эту новость

Распределение планет на плоскости «орбитальный период – масса» или «орбитальный период – радиус» демонстрирует почти пустую область, называемую пустыней горячих нептунов. Пустыня горячих нептунов охватывает периоды короче 3-4 земных суток и массы планет от 8-10 масс Земли до примерно 1 массы Юпитера (и радиусы от 2 до 10 радиусов Земли). Планет с такими параметрами действительно очень мало, это подтверждают и транзитные обзоры, и программы поиска планет методом лучевых скоростей. По данным «Кеплера», менее 1% солнцеподобных (FGK) звезд имеют рядом с собой планеты с орбитальными периодами короче 4 суток и радиусами 2-6 радиусов Земли.

28 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего нептуна TOI-824 b. Транзитный кандидат был обнаружен на 11 и 12 секторах TESS (наблюдения проводились с 22 апреля по 18 июня 2019 года), в дальнейшем его планетную природу подтвердили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и PFS. Чтобы исключить загрязнение кривой блеска звезды возможными близкими источниками, авторы получили снимки ее окрестностей с высоким угловым разрешением на VLT. TOI-824 расположена на богато населенном звездном поле и окружена множеством слабых источников, влияние которых пришлось учесть, а радиус планеты – скорректировать примерно на 10%.

TOI-824 – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, удаленный от нас на 63.7 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.71 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.695 ± 0.027 солнечных радиусов, светимость – в 0.195 ± 0.028 светимостей Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.5 +1.8/-2.9 млрд. лет.

При радиусе 2.93 ± 0.20 радиусов Земли масса планеты TOI-824 b достигает 18.5 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.03 +0.98/-0.78 г/куб.см. TOI-824 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0218 ± 0.0003 а.е. (~6.73 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.393 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1253 ± 38К.


Планета TOI-824 b (показана зеленым кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Черными кружками показаны горячие нептуны, обнаруженные TESS и NGTS. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Авторы описали состав TOI-824 b многослойной моделью, включающей в себя железное ядро, силикатную мантию, слой водяного льда и водородно-гелиевую атмосферу. К сожалению, измеренному значению средней плотности удовлетворяет очень много вариантов такой модели, так что определить точный состав планеты не представляется возможным. В среднем на ядро приходится 27% полной массы планеты, на силикатную мантию – 38%, на воду – 31%, а масса атмосферы составляет всего 2.8 ± 0.8%.

По расчетам исследователей, TOI-824 b представляет интерес и для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Так, «Хаббл» мог бы обнаружить в атмосфере TOI-824 b водяной пар, спектрограф CRIRES+ на VLT – водяной пар и угарный газ, и т.д. Наблюдения этой системы в линиях нейтрального гелия помогут оценить современные темпы потери атмосферы. Впрочем, амплитуда трансмиссионного сигнала ожидается не слишком большой, так что в список первоочередных целей этот горячий нептун, скорее всего, не попадет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.11732.pdf

 

 

24 августа 2020
Представлены десять планет у близких красных карликов
прямая ссылка на эту новость

Одной из величайших научных проблем является определение распространенности жизни во Вселенной. До сих пор известна только одна планета, дающая приют жизни – наша Земля. Поэтому обнаружение внеземной жизни будет иметь огромное мировоззренческое значение и фактически позволит определить место человека во вселенной.

Поиск внеземной жизни – задача междисциплинарная. Часть этой задачи ложится на плечи астрономии, а именно – обнаружение планет земного типа в обитаемой зоне других звезд. В идеале нужно искать аналоги Земли у аналогов Солнца, однако современным средствам это недоступно – Земля наводит на Солнце колебания лучевой скорости с полуамплитудой всего 9 см/сек, а глубина транзита Земли по диску Солнца составляет всего 84 ppm (миллионных долей). Поэтому ученые ищут аналоги Земли у красных карликовых звезд, составляющих 70% всех звезд Галактики. Из-за своей малой массы красные карлики сильнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, а малые размеры их дисков делают транзиты планет глубже и заметнее. Кроме того, обитаемые зоны красных карликов тесно «прижаты» к своим звездам, и орбитальные периоды планет в этой зоне составляют недели или месяцы, а не годы. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет, находящихся вблизи обитаемой зоны или внутри нее.

19 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию 10 новых планет у близких красных карликов и подтверждению еще нескольких планет, открытых ранее. Авторы объединили данные о лучевых скоростях 11 звезд, полученные спектрографами APF, HARPS, HIRES, PFS и SOPHIE. В этих рядах данных они искали колебания лучевых скоростей, не сопровождающиеся какими-либо признаками звездной активности.

Таблица 1. Свойства родительских звезд.

Звезда
Расстояние до Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Светимость, солнечных светимостей*
28.47±0.02
M0 V
0.62 ± 0.08
0.127
21.11 ± 0.02
M0 V
0.62 ± 0.04
0.100
10.533 ± 0.004
M0.5 V
0.58 ± 0.02
0.059
14.24 ± 0.015
M3.5 Ve
0.45 ± 0.02
0.0255
4.55 ± 0.001
M3 V
0.40 ± 0.02
0.020
4.472 ± 0.002
M4.5 V
0.15 ± 0.02
0.0016
23.66 ± 0.02
M0 V
0.63 ± 0.08
0.076
17.798 ± 0.009
M0 V
0.61 ± 0.02
0.085

*Светимость звезд вычислена исходя из видимой звездной величины и расстояния с учетом болометрической поправки.

Таблица 2. Свойства планет.

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет орбиты
Орбитальный период, сут.
Проективная масса, масс Земли
GJ 2056 b
0.283 ± 0.013
0.72 ± 0.10
69.97 ± 0.06
16.2 ± 3.6
GJ 2056 c (неподтв.)
3.45 ± 0.16
0.81 ± 0.02
2982 ± 76
141.2 ± 17
GJ 3072 b
0.176 ± 0.007
0.25 ± 0.14
34.15 ± 0.05
14.4 ± 3.0
GJ 373 b
0.112 ± 0.001
0.50 ± 0.08
17.818 ± 0.002
22.9 ± 2.8
GJ 480 b
0.068 ± 0.001
0.10 ± 0.07
9.567 ± 0.005
13.2 ± 1.7
Gliese 687 c
1.165 ± 0.023
0.40 ± 0.22
728 ± 12
16.0 ± 4.1
GJ 9066 b
0.403 ± 0.018
0.18 ± 0.12
241.9 ± 1.8
30.9 ± 6.4
GJ 9066 c
0.87 ± 0.04
0.33 ± 0.1
767.9 ± 7.5
71.6 ± 10.3
HIP 107772 b
0.243 ± 0.011
0.18 ± 0.11
55.20 ± 0.08
12.9 ± 3.0
HIP 38594 b
0.256 ± 0.003
0.17 ± 0.11
60.72 ± 0.12
8.1 ± 1.7
HIP 38594 c
3.805 ± 0.172
0.16 ± 0.1
3478 ± 229
48.4 ± 7.4

Самая легкая планета из вновь представленных – суперземля или мини-нептун HIP 38594 b с проективной массой (m sin i) 8.1 ± 1.7 масс Земли и орбитальным периодом 60.7 земных суток. Температурный режим этой планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Поиск еще более легких планет затруднен ввиду активности родительских звезд, ограничивающей возможность регистрации колебаний полуамплитудой ~1 м/с. Авторы не сомневаются, что обнаруженные нептуны и суперземли являются только верхушкой айсберга, и что множество еще более легких планет скрыто в шумах.


Новые планеты, находящиеся вблизи обитаемой зоны или внутри нее, на плоскости «освещенность – эффективная температура родительской звезды». Цветными линиями показаны модельные линии одинакового климата, соответствующие современному климату Венеры (красная), началу разгоняющегося парникового эффекта (желтая), максимально возможному парниковому эффекту при 8 атм. углекислого газа (синяя), климату раннего Марса (оранжевая). Для сравнения приведены планеты Солнечной системы Земля и Марс, а также экзопланеты, попавшие в обитаемую зону своих звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.07998.pdf

 

 

11 августа 2020
Планета у ультрахолодного карлика, открытая с помощью астрометрии
прямая ссылка на эту новость

Ультрахолодными карликами называют наиболее легкие звезды, лежащие вблизи предела Кумара – границы, разделяющей красные и коричневые карлики. Их радиусы обычно лишь ненамного превышают радиус Юпитера, а температура фотосферы оказывается меньше 3000К. Массы планет, вращающихся вокруг ультрахолодных карликов, также обычно невелики и сравнимы с массами Земли или Марса.

Некоторые ультрахолодные карлики являются источниками радиоизлучения, а значит, могут наблюдаться при помощи радиоинтерферометров со сверхдлинными базами, обеспечивающих высочайшее угловое разрешение. Обычно целью таких наблюдений является точное измерение параллакса, позволяющее определить расстояние до звезды, а значит – и ее светимость. Однако иногда рутинные наблюдения приводят к неожиданным открытиям. Так, в попытках измерить параллакс ультрахолодного карлика TVLM 513-46546 исследователи обнаружили вращающуюся вокруг него планету с массой чуть больше массы Сатурна.

TVLM 513-46546 наблюдали в течение полутора лет с помощью радиоинтерферометров со сверхдлинной базой на частоте 8.4 ГГц. Однако движение этой звезды по небу оказалось не прямым, а извилистым. Траектория TVLM 513-46546 выглядела так, будто звезда вращается вокруг невидимого компаньона (точнее, и звезда, и компаньон вращаются вокруг общего центра масс). Чтобы разобраться в ситуации, авторы исследования подняли архивные наблюдения TVLM 513-46546, которые были проведены за 7 лет до этого. Все точки, отмечающие положение звезды на небесной сфере, легли на единую винтовую траекторию – результат сложения орбитального движения звезды и поступательного движения всей системы как целого. Таким образом, наличие у нее планеты подтвердилось.


Движение по небу звезды TVLM 513-46546.

TVLM 513-46546 – ультрахолодный карлик спектрального класса M9 V, удаленный от нас на 10.706 ± 0.005 пк. Его масса оценивается в 0.07 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.1 солнечных. Пока непонятно, является ли он предельно легкой звездой или тяжелым коричневым карликом. Вокруг него вращается по круговой орбите на расстоянии 0.295 ± 0.015 а.е. легкая планета-гигант массой 0.385 ± 0.035 масс Юпитера. Орбитальный период планеты составляет 221 ± 5 земных суток, наклонение орбиты оценивается в 71-88°.

О светимости звезды авторы не пишут, но если взять за образец звезду TRAPPIST-1 примерно той же массы и близкого спектрального класса (M8 V), то температурный режим новой планеты окажется близким к температурному режиму Урана.

Вероятность образования планет-гигантов у таких легких звезд исключительно низка, так что теоретикам придется поломать голову, чтобы объяснить ее формирование.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2008.01595.pdf

 

 

5 августа 2020
Обнаружены транзиты двух известных планет у звезды ню2 Волка (HD 136352)
прямая ссылка на эту новость

Свыше 95% всех известных экзопланет было открыто двумя методами: методом измерения лучевых скоростей и транзитным. Однако наиболее плодотворным является применение сразу обоих методов – это позволяет измерить и массу планеты, и ее радиус, а значит – определить среднюю плотность и оценить химический состав. Особенно удачно, если транзитная планета вращается вокруг яркой звезды – в этом случае становится возможным просвечивание атмосферы планеты звездным светом (этот метод называется трансмиссионной спектроскопией).

Как правило, внесолнечные планеты обнаруживают транзитным методом, а затем подтверждают методом лучевых скоростей. Однако бывает и наоборот: планету открывают методом лучевых скоростей, а затем выясняется, что она регулярно проходит по диску своей звезды. Именно так было с первой известной транзитной планетой Осирисом (HD 209458 b).

5 августа 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению транзитов двух внутренних планет трехпланетной системы ν2 Волка (HD 136352), удаленной от нас на 14.67 ± 0.02 пк.

Свыше 11 лет спектрограф HARPS измерял лучевые скорости солнцеподобной звезды HD 136352. Всего было получено около 650 замеров. Богатые и плотные ряды наблюдений позволили обнаружить в этой системе три планеты с орбитальными периодами 11.6, 27.6 и 107.6 земных суток и проективными (минимальными) массами ~4.8, ~10.8 и ~8.6 масс Земли.

С 21 мая по 18 июня 2019 года ν2 Волка наблюдала TESS. На кривой блеска звезды проявилось три транзитных события – два планеты b и один – планеты c. Это позволило измерить радиусы обеих планет и определить их среднюю плотность. Также авторы объединили все данные о лучевой скорости звезды, полученные за 20 лет, чтобы уточнить массы планет.

При радиусе 1.48 ± 0.06 радиусов Земли масса планеты b оказалась равной 4.62 ± 0.45 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.8 ± 1.2 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.097 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.08 +0.07/-0.05, ее эффективная температура оценивается в 911 ± 18К.

Вторая планета c оказалась не такой плотной: при массе 11.3 ± 0.7 масс Земли ее радиус достигает 2.61 ± 0.08 радиусов Земли, а средняя плотность равна 3.5 ± 0.4 г/куб.см. Орбита второй планеты близка к круговой с большой полуосью 0.173 ± 0.003 а.е., а эффективная температура составляет 682 ± 14К.


Планеты HD 136352 b и c (показаны красными крестами в круге и ромбе) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чьи масса и радиус известны с точностью лучше 15%. Цветными сплошными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет силикатного, земного и железного состава, а пунктирными линиями – водно-каменных планет без водородной атмосферы и с атмосферой массой 0.3% от полной массы планеты.

Радиус третьей планеты d остался неизвестным, однако почти наверняка наклонение ее орбиты мало отличается от наклонения орбит планет b и c, а истинная масса близка к проективной (10.5 ± 1.1 масс Земли). Скорее всего, планета d также является мини-нептуном, ее эффективная температура оценивается в 433 ± 9К.

Орбитальный период третьей планеты (107.6 ± 0.2 суток) значительно больше времени фотометрического мониторинга одного сектора TESS (27.4 суток), так что отсутствие зарегистрированного транзита еще не означает, что эта планета не проходит по диску своей звезды. Узнать, является ли она транзитной, помогут дальнейшие наблюдения, например, с помощью спутника ChEOPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.10995.pdf

 

 

31 июля 2020
TESS обнаружил вторую планету в системе HD 86226
прямая ссылка на эту новость

Звезда HD 86226 очень близка по своим параметрам к нашему Солнцу и удалена от нас на 45.57 ± 0.12 пк. Благодаря своей яркости она стала целью нескольких наблюдательных программ, посвященных поискам внесолнечных планет методом лучевых скоростей. Еще в 2010 году рядом с этой звездой была обнаружена планета-гигант HD 86226 b с орбитальным периодом ~1600 суток. Сначала из-за малого количества замеров орбита планеты показалась исследователям резко эксцентричной (e = 0.73 ± 0.21), однако затем выяснилось, что она близка к круговой. Оценки проективной массы (m sin i) планеты b менялись от 1.5 ± 1.0 масс Юпитера до 0.92 ± 0.1 масс Юпитера, ее температурный режим примерно соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов в Солнечной системе.

29 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию у звезды HD 86226 второй планеты. TESS, наблюдая HD 86226 на 9 секторе (с 28 февраля по 26 марта 2019 года), обнаружил на кривой блеска 6 транзитных событий глубиной 133.6 ± 4 ppm, соответствующей планете радиусом 2.16 ± 0.08 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.9844 земных суток. Чтобы исключить возможное наличие на малом угловом расстоянии от HD 86226 затменно-переменных двойных фона, способных имитировать транзитный сигнал, авторы провели съемку с высоким разрешением окрестностей звезды на 4.1-метровом телескопе SOAR. Никаких компаньонов обнаружено не было. Транзитный кандидат, скорее всего, вращается именно вокруг HD 86226.

Чтобы измерить массу кандидата, исследователи заново проанализировали данные о лучевой скорости звезды, полученные за последние два десятилетия. Наложив имеющиеся замеры (78 на спектрографе CORALIE и 105 – на PFS) на фазовую кривую с периодом, равным периоду транзитной планеты, они обнаружили слабые колебания с полуамплитудой 2.9 ± 0.45 м/с. Масса планеты оказалась равной 7.25 ± 1.2 масс Земли. Одновременно удалось уточнить проективную массу и период внешней планеты b.

При радиусе 2.16 ± 0.08 радиусов Земли средняя плотность планеты HD 86226 c составила 3.97 +0.78/-0.73 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.049 ± 0.01 а.е. (~10.1 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.075 +0.065/-0.048, его эффективная температура оценивается в 1311 ± 28К. Авторы нашли, что планета содержит значительную долю льда в своем составе, а масса водородно-гелиевой атмосферы невелика (~4.6·10-4 масс Земли).


Планета HD 86226 c (показана оранжевой звездой с черной каймой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Четко показаны планеты, чьи масса и радиус измерены с той же или лучшей точностью, что и у HD 86226 c, бледно – все остальные экзопланеты. Цветными пунктирными и штрих-пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из воды, силикатов или железа, а также имеющих земной состав.

Проективная масса внешней планеты HD 86226 b теперь оценивается в 0.45 ± 0.05 масс Юпитера, ее орбитальный период – 1628 ± 22 земных суток. Эксцентриситет орбиты снова был уменьшен и составляет теперь 0.06 +0.06/-0.04. Система HD 86226 выглядит невозмущенной – это значит, что взаимные наклонения орбит планет в ней малы, и истинная масса планеты b, скорее всего, мало отличается от проективной массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.13927.pdf

 

 

22 июля 2020
K2-280 b: легкий газовый гигант на эксцентричной орбите
прямая ссылка на эту новость

«Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 обнаружил множество транзитных кандидатов у сравнительно ярких звезд, расположенных вдоль эклиптики, и теперь ученые со всего мира ведут работу по их подтверждению. Как правило, сначала родительская звезда проходит процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). В случае успеха массу планеты пытаются измерить методом лучевых скоростей. Кроме массы и средней плотности, метод лучевых скоростей позволяет довольно точно определить эксцентриситет орбиты планеты. Особенно интересно измерение параметров транзитных планет, не имеющих аналогов в Солнечной системе, например, субсатурнов (ими называют объекты с радиусами 5-8 радиусов Земли, т.е. промежуточными между радиусами Сатурна и Урана).

17 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы субсатурна K2-280 b. Транзитный кандидат был обнаружен во время 7 наблюдательной кампании, продлившейся с 4 октября по 26 декабря 2015 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, в рамках которой авторы провели съемку ее окрестностей с высоким разрешением и обнаружили близкую звезду-компаньон. Наконец, с помощью высокоточных спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES удалось окончательно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу.

K2-280 – солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 391.5 ± 7.5 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 1.28 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно на треть превышает солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 9.0 ± 1.7 млрд. лет. Несмотря на солидный возраст, K2-280 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое больше, чем в составе Солнца.

На расстоянии 0.38 ± 0.01 угловых секунд (150 ± 8 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон на 4.72 звездных величин слабее – предположительно, красный карлик спектрального класса M3-4 V. Вероятность того, что звезды сблизились случайно и в дальнейшем разойдутся, составляет всего 0.04% – скорее всего, звезды физически связаны и образуют широкую пару.

При радиусе 7.5 ± 0.44 радиусов Земли масса планеты K2-280 b составляет 37.1 ± 5.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.48 +0.13/-0.10 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.146 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.35 ± 0.05 и делает один оборот за 19.8953 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура планеты в предположении нулевого альбедо оценивается в 787 ± 17К.


Субсатурн K2-280 b (показан красным цветом) на плоскости «масса – радиус» (вверху) и «масса – средняя плотность» (внизу) на фоне других субсатурнов с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли. Зеленым цветом показаны планеты из многопланетных систем, синим – планеты из однопланетных систем. Серым цветом показаны все прочие экзопланеты с известными массами и радиусами. Пунктирными цветными линиями на верхнем графике показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов с ядром из тяжелых элементов массой 100, 50, 25, 10 масс Земли и вовсе без ядра.

Значительный эксцентриситет орбиты K2-280 b говорит о бурной динамической истории, включающей события планет-планетного рассеяния и/или взаимодействия со звездным компаньоном по механизму Козаи-Лидова. Авторы намерены продолжить изучение этой интересной системы, включая мониторинг лучевых скоростей родительской звезды и наблюдение транзитов планеты на чилийских телескопах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.07939.pdf

 

 

18 июля 2020
TOI-1899 b: необычно раздутый теплый гигант у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Одна из лидирующих теорий планетообразования – теория аккреции на ядро – предсказывает уменьшение распространенности планет-гигантов по мере уменьшения массы родительских звезд. У маломассивных звезд красных карликов планеты-гиганты должны встречаться редко. Наблюдения в целом подтверждают этот вывод. Особенно редки у красных карликов горячие юпитеры – планеты-гиганты на тесных орбитах. Благодаря своей редкости транзитные планеты-гиганты у красных карликов вызывают повышенный интерес.

15 июля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у красного карлика TOI-1899. TESS зафиксировала единственный транзит этой планеты на 14 и 15 секторах, который затем обнаружили любители астрономии из интернет-проекта Охотники за планетами (Planet Hunters). Авторы статьи независимо обнаружили этот транзит с помощью собственной программы, нацеленной на поиск одиночных транзитных событий. Звезда, получившая наименование TOI-1899, прошла стандартную процедуру валидации. Вероятность ложного открытия (того, что замеченный транзит имеет не планетную природу) составила 0.004 – достаточно малую величину, чтобы имело смысл попытаться измерить массу транзитного объекта методом лучевых скоростей и окончательно подтвердить его планетную природу. Это и было сделано. Кроме того, 13 ноября 2019 года авторы пронаблюдали транзит планеты с помощью наземного телескопа ARCSAT, что позволило достаточно точно определить ее орбитальный период.

TOI-1899 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 128.4 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.607 ± 0.023 солнечных радиусов, светимость примерно в 13 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов и зрелым возрастом в 7.4 ± 4.6 млрд. лет.

При массе 0.66 ± 0.07 масс Юпитера радиус планеты TOI-1899 b достигает 1.37 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.32 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.159 ± 0.007 и эксцентриситетом 0.12 ± 0.08, и делает один оборот за 29.02 +0.36/-0.23 земных суток. Температурный режим гиганта является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, его эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 362 ± 7К.

Для такой умеренно нагретой планеты ее радиус необычно велик (примерно до 1000К радиусы газовых гигантов мало отличаются от радиуса Юпитера). Планета явно раздута, и причина этого неизвестна.


Планета TOI-1899 b (показана черной звездой с зеленой каймой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных теплых гигантов с температурой от 400 до 1000К. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов возрастом 0.1, 1 и 10 млрд. лет. Планета TOI-1899 b выглядит необычно раздутой.

Авторы призывают продолжить наблюдения системы TOI-1899 фотометрическим и спектроскопическим методами для обнаружения там возможных дополнительных планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2007.07098.pdf

 

 

9 июля 2020
Система WASP-148: два гиганта в резонансе
прямая ссылка на эту новость

В многопланетных системах планеты взаимным притяжением возмущают орбитальное движение друг друга. В случае, когда одна или несколько планет являются транзитными, такие возмущения проявляются как периодические отклонения времени наступления транзитов от строгой периодичности. Особенно заметными эти отклонения бывают в случае, когда планеты близки к одному из орбитальных резонансов низкого порядка (другими словами, их орбитальные периоды относятся друг к другу, как небольшие целые числа). В отдельных случаях амплитуда вариаций времени наступления транзитов может достигать часов и даже суток, но обычно составляет несколько минут.

Большинство планет, у которых находили вариации времени наступления транзитов, открыты «Кеплером». Наземные транзитные обзоры, оптимизированные под поиск горячих юпитеров, как правило, горячие юпитеры и открывают, а большинство планет этого типа одиноки и не показывают сколь-нибудь заметных вариаций времени наступления транзитов. Но нет правил без исключений. 25 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двухпланетной системы WASP-148, включающей в себя два легких газовых гиганта в орбитальном резонансе 4:1, один из которых является транзитным, а второй нет. Транзитная планета демонстрирует заметные вариации времени наступления транзитов, которые могут достигать 50 минут.

Транзитный кандидат был обнаружен обзором SuperWASP-северный по наблюдениям, проведенным еще в 2008-2011 годах. Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы в период с августа 2014 по июнь 2018 года получили 116 измерений лучевой скорости звезды WASP-148 на спектрографе SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Однако помимо колебаний лучевой скорости с периодом, равным периоду транзитного кандидата, в данных было обнаружено и другое колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что вокруг звезды WASP-148 вращаются как минимум две планеты, одна из которых является транзитной, а вторая – не транзитной.

WASP-148 (TYC 3083-295-1) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 248.1 ± 1.6 пк. Оцененная по спектру, ее масса составляет в 1.00 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 1.03 ± 0.20 солнечных радиусов. Однако «Гайя» дает более точную оценку радиуса – 0.97 ± 0.04 солнечных радиусов, что согласуется со значением, полученным из анализа транзитной кривой – 0.92 ± 0.07 солнечных радиусов. Скорее всего, WASP-148 – звезда главной последовательности позднего G-класса, ее светимость примерно в полтора раза меньше светимости Солнца.

Масса внутренней планеты WASP-148 b оценивается в 0.291 ± 0.025 масс Юпитера, радиус – в 0.722 ± 0.055 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.96 ± 0.26 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0845 ± 0.0022 а.е. (~19.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.22 ± 0.06, и делает один оборот за 8.8038 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 940 ± 80К.

Проективная (минимальная) масса не транзитной планеты WASP-148 c оценивается в 0.40 ± 0.05 масс Юпитера. По расчетам динамической устойчивости системы взаимное наклонение орбит обеих планет не может превышать 35°, поэтому истинная масса планеты WASP-148 c не может превышать 0.6 масс Юпитера. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по еще более эксцентричной орбите (эксцентриситет 0.36 ± 0.09) и делает один оборот за 34.516 ± 0.03 земных суток, его эффективная температура составляет 590 ± 50К. При небольших взаимных наклонениях орбит планет система устойчива.

Звезда WASP-148 достаточно яркая, чтобы ее смогла наблюдать TESS. TESS уже провела мониторинг этой звезды на 24, 25 и 26 секторах (с 16 апреля по 4 июля 2020 года). На момент написания статьи фотометрические данные еще не были получены, но авторы очень на них рассчитывают. TESS должна зафиксировать 9 транзитов планеты b, что позволит существенно уточнить динамические параметры системы. Также не исключено, что планета c тоже окажется транзитной, хотя бы краем. Кроме того, авторы надеются на открытие в этой системе небольших планет, транзиты которых замываются земной атмосферой, но могут быть обнаружены космическим телескопом. В ближайшем будущем мы еще наверняка услышим об этой интересной системе.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2004.14645.pdf

 

 

6 июля 2020
Система TOI-1266: мини-нептун и суперземля у внутреннего края обитаемой зоны
прямая ссылка на эту новость

Распределение по радиусам транзитных планет «Кеплера» содержит т.н. зазор Фултона – примерно двукратный дефицит планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли, маркирующий переход между планетами преимущественно железокаменного состава (суперземлями) и мирами, обогащенными летучими элементами (мини-нептунами). Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез – в частности, фотоиспарение первичных водородно-гелиевых атмосфер под действием жесткого излучения молодой звезды и тепловое истечение атмосфер благодаря внутреннему разогреву планетного ядра.

Обе гипотезы предсказывают несколько разную зависимость положения зазора от орбитального периода планет. Это означает, что, изучая распределение по радиусам планет на разных расстояниях от звезды, можно определить, какой именно физический механизм отвечает за формирование зазора Фултона.

22 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации двухпланетой системы TOI-1266. TESS наблюдала эту систему на 14, 15, 21 и 22 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 10.9 и 18.8 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.46 ± 0.08 и 1.67 +0.09/-0.11 радиусов Земли. Таким образом, радиус внешней планеты попадает в зазор Фултона.

Кроме стандартного исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы, авторы попытались измерить массы планет с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли. Из-за невысокой точности спектрографа (средняя погрешность единичного измерения достигала 7.4 м/с) массы планет измерить не удалось, были получены только верхние пределы в 15.9 и 6.4 масс Земли, соответственно (с достоверностью 95%). Ожидаемые массы планет составляют 6.6 +5.0/-2.8 и 3.8 +2.6/-1.4 масс Земли, их можно будет измерить более точными спектрографами, например, ESPRESSO.

Родительская звезда TOI-1266 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 36.01 ± 0.03 пк, ее светимость составляет всего 2.63% светимости Солнца. Поэтому обе планеты оказываются нагретыми весьма умеренно: в предположении нулевого альбедо эффективная температура внутренней планеты оценивается в 410 +21/-15 К, а внешней – в 347 ± 8К. Другими словами, температурный режим внутренней планеты примерно соответствует температурному режиму Меркурия, а внешней – температурному режиму Венеры. Однако маловероятно, что суперземля TOI-1266 c является массивным аналогом Венеры – скорее всего, она содержит значительное количество воды и окружена горячим океаном глубиной в сотни километров. Изучение свойств атмосферы этой планеты представляет повышенный интерес.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2006.11180.pdf

 

 

1 июля 2020
TOI-1728 b: тяжелый нептун у красного карлика на 3.49-дневной орбите
прямая ссылка на эту новость

Тяжелыми нептунами или супер-нептунами называют планеты с массами и радиусами, промежуточными между массами типичных нептунов и планет-гигантов. Изучение планет этого типа позволит лучше понимать процессы формирования и миграции газовых гигантов и планетных систем в целом. Обычно к тяжелым нептунам относят планеты с массами от 17 до 57 масс Земли. В зависимости от химического состава они могут быть и массивными нептунами (состоящими преимущественно из льдов), и легкими газовыми гигантами.

26 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы тяжелого нептуна TOI-1728 b. Транзитный кандидат был обнаружен на 20 секторе миссии TESS и подтвержден методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли.

TOI-1728 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 60.8 ± 0.14 пк. Его масса оценивается в 0.646 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.624 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость – в 8.8 ± 0.2% от светимости Солнца. Судя по низкой активности и медленному вращению, звезда отличается зрелым возрастом в 7.1 ± 4.6 млрд. лет.

При радиусе 5.05 ± 0.17 радиусов Земли масса планеты TOI-1728 b достигает 26.8 +5.4/-5.1 масс Земли, что приводит в средней плотности 1.14 ± 0.26 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0391 ± 0.0009 а.е (~13.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.49151 ± 0.00006 земных суток. Ее эффективная температура составляет 767 ± 8К.


Планета TOI-1728 b (обведена зеленой окружностью и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, вращающихся вокруг красных карликов. Цветом показаны эффективные температуры родительских звезд, серыми пунктирными линиями – линии равной плотности 1, 3 и 10 г/куб.см.

Авторы пронаблюдали транзиты TOI-1728 b в линии ионизированного гелия 10830 Ангстрем, но не нашли каких-либо особенностей, возникающих при наличии протяженной горячей экзосферы. В отличие от планет GJ 3470 b и HAT-P-11 b, TOI-1728 b не теряет гелий в сколь-нибудь существенном количестве. Авторы намереваются пронаблюдать транзиты планеты в линии Лайман-альфа на «Хаббле», чтобы оценить также темпы потери атомарного водорода.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2006.14546.pdf

 

Архив новостей:

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