4 июня 2020
CD Cet b: суперземля у близкого красного карлика

Поиск небольших экзопланет с массами, всего в несколько раз превышающими массу Земли, до сих пор является очень трудной задачей. Чем меньше масса планеты, тем слабее она влияет на свою звезду. Обнаружение аналогов Земли у аналогов Солнца до сих пор находится за пределами возможностей самых лучших современных спектрографов – так, Земля, вращаясь вместе с Солнцем вокруг общего центра масс, заставляет его двигаться со скоростью всего ~9 см/с. Однако при уменьшении массы родительской звезды ее отклик на влияние планет становится больше, поэтому легкие планеты ищут прежде всего у красных карликовых звезд.

Одним из обзорных проектов, занимающихся поиском планет у красных карликов, является обзор CARMENES. Он основан на измерениях, проводимых одноименным спектрографом, установленном на 3.5-метровом телескопе Калар Альто в обсерватории CAHA. Спектрограф CARMENES имеет два канала – визуальный с диапазоном 520-960 нм и инфракрасный с диапазоном 960-1710 нм. Инструментальная точность визуального канала составляет 1.2 м/с, инфракрасного – 3.7 м/с, поэтому в большинстве случаев исследователи используют лишь визуальный канал.

3 июня 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика CD Cet. С января 2016 года авторы получили 112 замеров лучевой скорости этой звезды в визуальном канале спектрографа CARMENES и 111 – в инфракрасном канале. Также авторы получили 17 замеров с помощью спектрографа ESPRESSO – самого точного из всех на данный момент. Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с периодом 2.29 земных суток, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности.

CD Cet (GJ 1057, LHS 168) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 8.609 ± 0.007 пк. Его масса оценивается в 0.161 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.175 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в 340 раз меньше светимости Солнца. Очень медленное вращение и низкий уровень хромосферной активности говорят о зрелом возрасте, составляющем несколько миллиардов лет.

Проективная, или минимальная масса (m sin i) планеты CD Cet b составляет 3.95 ± 0.43 масс Земли. Эта суперземля или мини-нептун вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0185 ± 0.0013 а.е., где освещенность в 8.6 ± 2.4 раза превышает освещенность на орбите Земли. Таким образом, ее температурный режим оказывается близким к температурному режиму Меркурия – эффективная температура в случае нулевого альбедо оценивается в 464 ± 16К.

Каких-либо других RV-сигналов, не связанных со звездной активностью, исследователям найти не удалось.

Вероятность транзитной конфигурации для планеты CD Cet b равна 4.4%. Авторы поискали транзиты в фотометрических данных, полученных автоматическими телескопами обзора MEarth, но ничего не нашли. Это означает, что наклонение орбиты планеты меньше 87.5°, и она не проходит по звездному диску.

Планета CD Cet b (показана красной звездочкой) на плоскости «орбитальный период – проективная масса» среди других планет с известной массой. Серым цветом показаны планеты у звезд с массами больше 0.6 солнечных масс, черным цветом – планеты у звезд с массами меньше 0.6 солнечных масс.

Новое открытие подтверждает широчайшую распространенность маломассивных планет у красных карликов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2006.01684.pdf

 

 

2 июня 2020
У звезды возрастом 400 млн. лет обнаружены два мини-нептуна

Чтобы изучать закономерности эволюции планетных систем, необходимо наблюдать планеты разного (и притом известного) возраста. Активнее всего динамическая эволюция происходит в первые сотни миллионов лет после формирования планет. В дальнейшем (в возрасте старше 1 млрд. лет) планетные системы достигают устойчивости, и динамические процессы в них постепенно замирают. Поэтому открытие планет у молодых звезд известного возраста привлекает особый интерес.

4 мая 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению двух транзитных планет у молодой звезды HD 63433. Звезда является частью движущегося скопления Большой Медведицы – большой группы звезд близкого возраста (~400 млн. лет), пространственные скорости которых почти одинаковы (иначе говоря, эти звезды движутся в одном направлении с близкими скоростями). Солнце находится внутри этого скопления, но не принадлежит ему.

HD 63433 (HIP 38228, TOI-1726) – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 22.42 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.912 ± 0.034 солнечных радиусов, светимость близка к 3/4 от светимости Солнца. Возраст звезды, как и всего движущегося скопления Большой Медведицы, составляет 414 ± 23 млн. лет.

TESS наблюдал HD 63433 на 20 секторе (с 24 декабря 2019 года по 21 января 2020 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 7.108 и 20.545 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.15 ± 0.10 и 2.67 ± 0.12 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы).

Чтобы оценить массы планет, авторы получили 5 замеров лучевой скорости на спектрографах NRES и TRES, а также обратились к архивным данным, полученным ранее на спектрографах умеренной точности (ELODIE, SOPHIE и др.), всего 29 замеров. Однако из-за быстрого вращения родительской звезды и высокого уровня шума, обусловленного ее активностью, измерить массы планет не удалось, были получены только верхние пределы. Массы обеих планет как минимум вдвое меньше массы Юпитера. Опираясь на теоретические модели мини-нептунов, можно ожидать, что они будут равны ~5.5 и ~7.3 масс Земли, соответственно.

Звезда HD 63433 быстро вращается – она делает один оборот за 6.45 ± 0.05 земных суток. Сравнив наблюдаемую скорость вращения, оцененную по степени уширения спектральных линий, и истинную, исследователи нашли, что ось вращения звезды наклонена к лучу зрения не менее, чем на 74°, т.е. мы видим звезду примерно со стороны экватора. Измерив с помощью спектрографа HARPS-N эффект Мак-Лафлина во время транзита планеты b, авторы нашли, что ее орбита проградная и мало наклонена к оси вращения звезды. Таким образом, система HD 63433 следует уже подмеченной закономерности – в компактных плотно упакованных многопланетных системах планеты вращаются примерно в плоскости звездного экватора.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2005.00047.pdf

 

 

30 мая 2020
Спектрограф ESPRESSO уточнил массу Проксимы b и эксцентриситет ее орбиты

Измерение лучевых скоростей звезд позволяет вести поиск планет с массами вплоть до нескольких масс Земли, а у маломассивных красных карликов – и с массами меньше земной. В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей способен обнаруживать планеты в широком диапазоне наклонений орбит, что делает его более универсальным. Однако при этом очень важно учитывать собственную активность звезды, которая тоже приводит к колебаниям фотосферы и тем самым может имитировать RV-сигналы от планет. Комплексные наблюдения, сочетающие фотометрический мониторинг и высокоточные спектральные измерения, позволяют разделить RV-сигналы, обусловленные звездной активностью и наведенные гравитационными возмущениями со стороны планет.

Для поиска маломассивных планет, наводящих на свои звезды колебания малой амплитуды (всего несколько метров в секунду), необходимы высокоточные спектрографы. Долгое время лидером был спектрограф HARPS, установленный на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили, чья внутренняя точность достигала 0.8-1 м/с. Близкую точность имеет еще несколько инструментов – HIRES на 10-метровом Кеке, PFS на 6.5-метровом телескопе Магеллан II в Ла Кампанья, а с 2012 года – еще и HARPS-N (аналог HARPS в северном полушарии), установленный на 3.6-метровом телескопе TNG в Ла Пальма, Канары.

Почти два десятилетия возможности метода лучевых скоростей ограничивались инструментальной точностью в ~1 м/с. Однако для поисков маломассивных, потенциально обитаемых планет требуется гораздо большая точность. Так, Земля, вращаясь вокруг Солнца, наводит на него колебания с полуамплитудой всего 9 см/с! Назревала необходимость в создании спектрографов нового поколения, и первым из них стал ESPRESSO.

Внутренняя точность спектрографа ESPRESSO, установленного на VLT, достигает 10 см/с. Спектрограф увидел первый свет в конце 2017 года, научные наблюдения начались в октябре 2018 года. Одной из целей нового инструмента стала Проксима Центавра – ближайшая к Солнцу звезда, тусклый красный карлик, в обитаемой зоне которого в 2016 году была найдена планета с проективной массой ~1.27 масс Земли. Статья, посвященная новым наблюдениям Проксимы, 27 мая 2020 года была опубликована в Архиве электронных препринтов.

Авторы получили 67 замеров лучевой скорости звезды, из которых 4 замера были удалены как недостаточно качественные или же полученные во время вспышек. Средняя точность оставшихся 63 замеров составила 0.26 м/с. Главным источником погрешности стал фотонный шум, обусловленный недостаточной яркостью звезды – несмотря на близость к Солнцу, Проксима светит так слабо, что ее видимая звездная величина достигает +11.13.

Даже умеренное количество замеров позволило авторам легко подтвердить наличие планеты Проксима b. Объединив же свои данные с данными первооткрывателей этой планеты (147 замеров лучевой скорости на HARPS и 77 на UVES), они смогли существенно уточнить ее параметры. Минимальная, или проективная, масса Проксима b (параметр m sin i) составляет теперь 1.173 ± 0.086 масс Земли, орбитальный период – 11.1842 ± 0.0007 земных суток. Если первооткрыватели получили только верхний предел на эксцентриситет орбиты планеты (< 0.35), то, согласно новым данным, он составляет 0.11 ^+0.08/_-0.07, что сравнимо с эксцентриситетом орбиты Марса.

Рассмотрев только данные, полученные ESPRESSO (как наиболее точные), исследователи обнаружили слабый, но заметный RV-сигнал с полуамплитудой 0.44 ± 0.13 м/с и периодом 5.15 земных суток, не сопровождающийся никакими признаками звездной активности. Если он вызывается планетой, то ее минимальная масса составит 0.29 ± 0.08(!) масс Земли, а эффективная температура – 330 ± 30К. Однако сами авторы признают, что статистическая достоверность 5.15-суточного сигнала пока невелика, и для его подтверждения потребуются дополнительные наблюдения.

Опираясь на данные, полученные ESPRESSO, авторы исследования исключили наличие в обитаемой зоне Проксимы и ближе планет с проективными массами больше ~0.6 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2005.12114.pdf

 

 

27 мая 2020
HIP 67522 b: транзитный горячий гигант у звезды возрастом 17 млн. лет

Чтобы изучать закономерности эволюции планетных систем, необходимо наблюдать планеты разного возраста. Большинство планет открыто у звезд старше 1 млрд. лет, когда динамическая эволюция планетной системы в основном уже завершилась. Поэтому особый интерес представляют планеты у молодых звезд, особенно у звезд точно известного возраста.

7 мая 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты-гиганта у молодой звезды HIP 67522, входящей в состав OB ассоциации Скорпион-Центавр, чей возраст оценивается в 10-20 млн. лет. Наличие горячего юпитера в такой молодой системе говорит о том, что планета или образовалась непосредственно «на месте», или мигрировала внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском еще до того, как тот рассеялся.

HIP 67522 (TIC 166527623) – молодая звезда, еще не «севшая» на главную последовательность. При массе 1.22 ± 0.05 солнечных масс ее радиус достигает 1.39 ± 0.06 солнечных радиусов, т.е. она еще продолжает сжиматься. Сейчас эффективная температура HIP 67522 (5675 ± 75К) меньше эффективной температуры Солнца, но когда эта звезда окажется на главную последовательности, она станет звездой F-класса. Возраст HIP 67522 составляет 17 ± 2 млн. лет, она удалена от нас на 127.3 ± 1.1 пк.

TESS наблюдал HIP 67522 на 11 секторе (с 22 апреля по 21 мая 2019 года). Среди многочисленных фотометрических признаков активности молодой звезды исследователи обнаружили транзитный сигнал с периодом 6.959 суток. Звезда прошла стандартную процедуру валидации – в частности, 9 декабря 2019 года один из транзитов наблюдал «Спитцер» в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Авторы также попытались измерить массу планеты методом лучевых скоростей, получив 11 замеров лучевой скорости HIP 67522 на спектрографе CHIRON и 3 замера – на спектрографе HRS. Однако быстрое вращение и бурная активность молодой звезды не позволили измерить ее лучевую скорость с приемлемой точностью, и на массу планеты удалось наложить только верхний предел в 5 масс Юпитера. Тем не менее, по оценкам авторов открытия, вероятность ложнопозитивного сценария (т.е. не планетной природы транзитного кандидата) составляет менее 10^-6.

Итак, радиус планеты HIP 67522 b оценивается в 10.02 ± 0.54 радиусов Земли или 0.895 ± 0.048 радиусов Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.06) на среднем расстоянии 0.0753 а.е. (11.7 звездных радиусов). Эффективная температура планеты (без учета внутренних источников энергии) составляет 1174 ± 21К. Ожидаемое значение массы лежит в интервале 0.18-4.6 масс Юпитера.

Интересно, что на кривой блеска звезды исследователи нашли также единичное транзитное событие, соответствующее планете с радиусом 8.01 ± 0.75 радиусов Земли (0.715 ± 0.067 радиусов Юпитера) и орбитальным периодом больше 24 земных суток. Тесные системы из планет-гигантов динамически неустойчивы, так что или массы планет меньше, чем можно было бы ожидать, глядя на их радиусы, или система находится в состоянии быстрой динамической эволюции. Авторы надеются зафиксировать еще один транзит внешней планеты во время расширенной миссии TESS (на 38 секторе), что позволит точно определить ее орбитальный период. Однако шансы на измерение масс обеих планет остаются невысокими.

Яркость родительской звезды (+9.8 в видимых лучах) делает ее интересной целью для изучения атмосфер молодых планет методами трансмиссионной спектроскопии с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в следующем году.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2005.00013.pdf

 

 

19 мая 2020
NGTS-11 b: легкий газовый гигант с температурным режимом Меркурия

Транзитный метод поиска экзопланет является наиболее плодотворным – с его помощью открыто свыше 76% всех экзопланет. Однако поскольку вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, этот метод наиболее чувствителен к самым близким к звезде планетам. Транзитных планет с орбитальными периодами свыше 30 земных суток известно очень мало.

Наблюдательная стратегия миссии TESS также не способствует обнаружению долгопериодических транзитных планет: каждый сектор мониторится только 27.4 суток. В этом случае на кривой блеска звезды может проявиться только одно транзитное событие, и период планеты остается неизвестным. (Конечно, по форме и продолжительности транзита можно оценить орбитальный период планеты, но это будет очень грубая оценка.) Чтобы точно определить орбитальный период кандидата с единственным транзитом, приходится или измерять лучевые скорости звезды, или ловить второй транзит, а это требует времени и немалых усилий.

NGTS – один из многочисленных наземных транзитных обзоров, обнаруживший десяток горячих юпитеров. Среди его целей – охота за новыми транзитами кандидатов TESS с единственным транзитом. 5 мая 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная одному из таких подтверждений: с помощью NGTS удалось полностью пронаблюдать второй транзит планеты, обнаруженной TESS за год до этого. Кроме того, авторы измерили массу новой планеты методом лучевых скоростей.

NGTS-11 (TIC 54002556) – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 191.5 ± 1.8 пк. Его масса оценивается в 0.86 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.832 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом 3.9 ± 1.6 млрд. лет и повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца.

Звезда TIC 54002556 попала на 3 сектор TESS и наблюдалась с 20 сентября по 18 октября 2018 года. На кривой блеска было обнаружено одно транзитное событие продолжительностью около 4 часов и глубиной около 1%. После стандартной процедуры валидации к наблюдениям звезды приступил один из телескопов сети NGTS. 24 октября 2019 года (через 390 суток после первого транзита!) был зафиксирован второй транзит той же глубины и продолжительности.

Конечно, это не означало, что орбитальный период планеты составляет 390 суток – ведь неизвестно, сколько было пропущено промежуточных транзитов. Исследователи составили список возможных периодов по формуле 390/n, где n = 1, 2, 3, …. Кроме того, они получили 15 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографов HARPS и FEROS. Все это позволило точно определить орбитальный период планеты – 35.4553 ± 0.0002 земных суток.

При радиусе 0.823 ± 0.035 радиусов Юпитера масса планеты NGTS-11 b составляет 0.37 ± 0.14 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ± 0.33 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.201 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура оценивается в 440 ± 40К (в предположении альбедо, равного альбедо Сатурна – 0.342).

Планета NGTS-11 b (показана красной звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других странзитных экзопланет. Черным цветом показаны планеты с орбитальными периодами больше 30 суток, синим цветом – планеты с периодами меньше 30 суток, треугольниками – планеты Солнечной системы Нептун, Сатурн и Юпитер. Оранжевой линией показано модельное соотношение масса- радиус для холодных водородно-гелиевых планет.

NGTS-11 b представляет интерес для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии как пример сравнительно прохладной планеты. Шкала высот в ее атмосфере оценивается в 125 ± 70 км. Возможно, она станет целью космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в марте следующего года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2005.00006.pdf

 

 

18 мая 2020
В системе HD 164922 открыта третья планета

Является ли строение Солнечной системы типичным или, напротив, редким, даже уникальным? Этот вопрос не решен до сих пор. Метод измерения лучевых скоростей позволяет обнаруживать планеты-гиганты, в том числе с орбитальными периодами свыше 10 лет. Транзитный метод наиболее чувствителен к близким к своей звезде планетам, с его помощью было найдено немало компактных плотно упакованных систем из нескольких небольших планет на тесных орбитах. Но есть ли способ находить именно аналоги Солнечной системы – с планетами-гигантами на широких орбитах и небольшими планетами близко к звезде?

В первое десятилетие экзопланетных исследований точности спектрографов (~10-15 м/с) хватало лишь на регистрацию наиболее массивных планет, наводивших на свою звезду колебания максимальной амплитуды. С увеличением точности единичного замера и ростом числа измерений стало возможным регистрировать и планеты меньшей массы, в том числе и в системах, где уже были найдены планеты. Так, если бы мы наблюдали Солнечную систему издалека, измеряя лучевую скорость Солнца, то сначала обнаружили бы Юпитер (наводящий колебания с полуамплитудой 12.7 м/с и периодом 11.86 лет), а затем Сатурн (полуамплитуда колебаний 2.8 м/с, период 29.4 лет).

В 2012 году начала наблюдения программа GAPS (Global Architecture of Planetary System = Глобальная архитектура планетных систем), основанная на измерениях лучевых скоростей звезд высокоточным спектрографом HARPS-N. Одной из основных целей этой программы стал поиск маломассивных планет в системах, где уже были открыты планеты-гиганты на широких орбитах. В частности, в рамках GAPS наблюдали и солнцеподобную звезду HD 164922, у которой еще в 2006 году была открыта планета HD 164922 b с минимальной массой ~0.36 масс Юпитера и орбитальным периодом ~1207 земных суток. В 2016 году у этой звезды удалось обнаружить вторую планету – теплый нептун HD 164922 c с минимальной массой ~13 масс Земли, орбитальным периодом 75.74 суток и температурным режимом Меркурия. Наконец, 8 мая 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию третьей планеты – суперземли HD 164922 d с минимальной массой 4 ± 1 масс Земли и орбитальным периодом 12.458 суток.

HD 164922 (GJ 6913, HIP 88348) – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 22.0 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.95 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 71 ± 15% от светимости Солнца. Несмотря на древний возраст 9.6 ^+2.0/_-1.6 млрд. лет, звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов.

Авторы наблюдали звезду HD 164922 на HARPS-N с марта 2013 по июнь 2018 года, всего было получено 314 замеров ее лучевой скорости с внутренней (инструментальной) погрешностью 0.4 м/с. Высочайшая точность измерений и богатый набор данных позволил обнаружить еще одно когерентное колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности.

Вновь открытая планета HD 164922 d является ближайшей к звезде: она вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.12 ^+0.13/_-0.08) на среднем расстоянии 0.103 ± 0.001 а.е. Вероятность транзитной конфигурации для нее оценивается в 4.3%. Родительская звезда не попадает в поле зрения камер TESS, но, возможно, ее сможет наблюдать европейский космический телескоп ChEOPS.

Мониторинг лучевой скорости звезды HD 164922 на протяжении 22 лет позволяет исключить наличие дополнительных планет с массами более 30 масс Земли и большой полуосью орбиты менее 5 а.е. В обитаемой зоне этой звезды нет планет с массами более 18 масс Земли, однако могут быть планеты меньших масс (и их наличие не нарушит динамическую устойчивость системы). Также небольшая планета с массой менее 5 масс Земли может быть в узкой области между HD 164922 c и HD 164922 d.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2005.03368.pdf

 

 

10 мая 2020
Четыре транзитные планеты у яркой звезды HD 108236

Одним из неожиданных открытий «Кеплера» стало обнаружение плоских плотно упакованных компактных систем, в которых орбиты четырех, пяти, а иногда и большего количества планет проходили глубоко внутри орбиты Меркурия. В дальнейшем такие системы стала находить и TESS. Преимущество TESS перед «Кеплером» состоит в том, что этот аппарат наблюдает более яркие звезды, подходящие для измерения масс планет методом лучевых скоростей и для дальнейшего изучения их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

24 апреля в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четырех транзитных планет у сравнительно яркой солнцеподобной звезды HD 108236 (TOI-1233), удаленной от нас на 64.6 ± 0.2 пк. TESS наблюдала эту звезду на 10 и 11 секторах (с 26 марта по 21 мая 2019 года). Кривая блеска продемонстрировала четыре транзитных сигнала с периодами 3.795, 6.204, 14.176 и 19.592 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.59 ± 0.1, 2.07 ± 0.1, 2.72 ± 0.11 и 3.12 ± 0.13 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Эффективные температуры планет в предположении альбедо, равного 0.3, составляют 1099 ± 19К, 932 ± 17К, 708 ± 13К и 636 ± 12К.

Массы планет пока не измерены. Авторы получили 12 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа PFS, но этого явно недостаточно. Тем не менее, ожидаемые амплитуды колебаний лучевой скорости, наводимые планетами на звезду, составляют 1.3-2.4 м/с и при достаточном количестве замеров вполне доступны лучшим современным спектрографам. Почти наверняка массы планет будут измерены в ближайшем будущем.

Ниже показано положение планет системы HD 108236 на графике зависимости распространенности планет от их радиуса, полученной по данным «Кеплера». Планета b попадает в «зазор Фултона», разделяющий суперземли и мини-нептуны, ее физическая природа неизвестна. Планеты c, d и e, скорее всего, являются обычными мини-нептунами.

Радиусы планет системы HD 108236 (показаны вертикальными цветными полосами) на графике зависимости распространенности планет с орбитальными периодами короче 100 суток от их радиуса. Планета b (показана розовым цветом) попадает в зазор Фултона.

Между парами планет b и c, с одной стороны, и d и e, с другой, есть широкий промежуток, в котором при наличии еще одной планеты система сохраняет долговременную динамическую устойчивость. Авторы оценили орбитальный период этой гипотетической планеты в 9.15-9.36 земных суток. Эта планета не транзитная, но ее можно будет обнаружить методом лучевых скоростей или анализом тайминга транзитов известных планет (конечно, если она существует). Моменты наступления транзитов планет b, c и d отклоняются от строгой периодичности на 3-15 минут, но наблюдений пока недостаточно, чтобы делать выводы о массах планет и/или о наличии дополнительных тел в этой системе.

Ожидается, что TESS будет мониторить звезду HD 108236 во время расширенной мессии на секторе 37 (со 2 по 28 апреля 2021 года). Кроме того, к наблюдениям может подключиться европейский космический телескоп ChEOPS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2004.11314.pdf

 

 

6 мая 2020
Система TOI-421: нептун и мини-нептун у одного из компонентов широкой пары

Одной из важнейших задач сравнительной планетологии является измерение массы и радиуса как можно большего числа планет – это позволяет определить их среднюю плотность и оценить химический состав, а значит – понять физическую природу этих миров. Основную роль в этом играет миссия TESS, посвященная поиску транзитных кандидатов у сравнительно ярких звезд. Выявленные кандидаты сначала проходят процедуру валидации (предварительного подтверждения, основанного на исключении астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы), а в случае успеха – окончательное подтверждение методом лучевых скоростей. Измерением массы транзитных кандидатов TESS занимается множество научных коллективов во всем мире, и поток открытий не иссякает.

22 апреля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у звезды TOI-421. TESS наблюдала эту звезду на 5 и 6 секторах (с 15 ноября 2018 года по 7 января 2019 года). Сначала на кривой блеска обнаружили один транзитный сигнал с периодом 16.068 земных суток и глубиной ~2736 ppm, соответствующий планете размерного класса нептунов. Для измерения массы кандидата исследователи получили серию замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографов FIES, CORALIE, HARPS, HIRES и PFS. Однако лучевая скорость звезды демонстрировала не одно, а два колебания: с периодом ~16.1 земных суток и ~5.2 земных суток. Поскольку компактные многопланетные системы, как правило, являются плоскими, у предполагаемой внутренней планеты были высокие шансы тоже оказаться транзитной. Исследователи вернулись к кривой блеска звезды и, действительно, обнаружили на ней транзитный сигнал с периодом 5.197 дня, не замеченный ранее из-за малой амплитуды! Таким образом, система TOI-421 оказалась двухпланетной.

TOI-421 (BD-14 1137, TYC 5344-01206-1) – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 74.94 ± 0.58 пк. Ее масса оценивается в 0.85 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.871 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 9.4 ^+2.4/_-3.1 млрд. лет.

На расстоянии 29.4 угловых секунд от TOI-421 (2200 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M, имеющий близкий параллакс и собственное движение. Скорее всего, обе звезды физически связаны и образуют широкую пару. Однако световое загрязнение кривой блеска TOI-421 со стороны компаньона невелико и оценивается в 1.8 ± 0.4%.

При радиусе 2.72 ± 0.19 радиусов Земли масса внутренней планеты TOI-421 c составляет 7.05 ± 0.71 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.93 ^+0.5/_-0.4 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0557 ± 0.0013 а.е. и эксцентриситетом ~0.15, ее эффективная температура оценивается в 1015 ± 18К.

Внешняя планета TOI-421 b крупнее: при массе 16.2 ± 1.1 масс Земли ее радиус достигает 5.17 ± 0.13 радиусов Земли (средняя плотность 0.645 ± 0.07 г/куб.см). Как и внутренняя планета, внешняя тоже вращается по орбите с небольшим, но заметным эксцентриситетом 0.152 ± 0.045. Большая полуось орбиты оценивается в 0.118 ± 0.003 а.е., эффективная температура – в 697 ± 12К.

Планеты системы TOI-421 (b показана красным цветом, c показана синим цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, пунктирными цветными линиями – планет промежуточного (50/50) состава.

Благодаря наличию протяженных атмосфер и яркости родительской звезды обе планеты (особенно внешняя b) будут хорошими целями для изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии. Ожидается, что «Хаббл» сможет обнаружить в атмосфере TOI-421 b метан (если он там есть). Кроме того, в резонансной линии атомарного водорода Лайман-альфа можно будет наблюдать горячие водородные короны обеих планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2004.10095.pdf

 

 

2 мая 2020
TOI-1235 b: суперземля, попадающая в зазор Фултона

Большинство внесолнечных планет, известных на данный момент, были открыты «Кеплером», который вел свои поиски преимущественно у солнцеподобных (FGK) звезд. Однако большинство (~70%) звезд Галактики представляют собой красные карлики. Без изучения распространенности планет разных типов у звезд красных карликов общая картина планетообразования и планетного населения в Галактике будет существенно неполной.

Известно, что распространенность небольших планет (мини-нептунов и суперземель) увеличивается с уменьшением массы родительской звезды. Поэтому наблюдательная стратегия миссии TESS, пришедшей на смену «Кеплеру», была скорректирована – среди целей миссии много поздних оранжевых и красных карликов.

15 апреля 2020 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи, посвященные независимому открытию планеты у красного карлика TOI-1235. Транзитный кандидат был обнаружен TESS и подтвержден методом лучевых скоростей. Одна команда исследователей измеряла лучевые скорости звезды TOI-1235 с помощью спектрографов CARMENES и HARPS-N, другая - HARPS-N и HIRES. Параметры планеты, объявленные обеими группами, несколько различаются, но согласуются друг с другом в пределах погрешностей.

TOI-1235 (TYC 4384-1735-1) – красный карлик спектрального класса M 0.5 V, удаленный от нас на 39.68 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.02 солнечных радиусов (0.63 ± 0.015 у другой группы), светимость – в 8.8% (8.0%) от светимости Солнца. Возраст звезды неизвестен, но судя по медленному вращению и низкому уровню активности, он превышает миллиард лет.

TESS наблюдал звезду TOI-1235 на 14, 20 и 21 секторах. Кривая блеска звезды демонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.4431 ± 0.0008 суток и глубиной 0.91 ± 0.08 mmag, соответствующей планете с радиусом немного меньше 2 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей.

Согласно работе Bluhm et al., при радиусе 1.69 ± 0.08 радиусов Земли ее масса составляет 5.9 ± 0.62 масс Земли. Согласно Cloutier et al. при радиусе 1.74 ± 0.08 радиусов Земли ее масса достигает 6.9 ^+0.75/_-0.85 масс Земли. В первом случае средняя плотность планеты оценивается в 6.7 ^+1.3/_-1.1 г/куб.см, во втором – в 7.4 ^+1.5/_-1.3 г/куб.см. Эффективная температура планеты по мнению первой группы авторов равна 775 ± 13К, по мнению второй – 754 ± 18К, т.е. планета горячее Меркурия.

Планета TOI-1235 b (показана красной звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Серыми кружками показаны планеты у FGK-звезд, красными кружками – планеты у M-звезд с массами, определенными с точностью лучше 30%, желтыми кружками показаны планеты у красных карликов с плохо определенной массой: K2–3 b, BD–17 588A b и LHS 1815 b. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, а также промежуточных 50/50 вариантов.

Высокая средняя плотность планеты говорит о ее преимущественно железокаменном составе. Массовая доля возможной водородно-гелиевой атмосферы не превышает 0.5%. Это тем более интересное наблюдение, что TOI-1235 b попадает на край т.н. зазора Фултона – примерно двукратного дефицита планет с радиусами 1.6-2 радиусов Земли, разделяющего суперземли и мини-нептуны. Не исключено, что положение зазора Фултона зависит от спектрального класса звезды и для планет красных карликов может отличаться от его положения для планет солнцеподобных звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2004.06218.pdf
https://arxiv.org/pdf/2004.06682.pdf

 

 

27 апреля 2020
GJ 338 B b: теплый нептун у красного карлика, входящего в состав двойной системы

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет. По данным, полученным «Кеплером», распространенность планет с радиусами 1-4 радиусов Земли у красных карликов выше, чем у солнцеподобных звезд. Кроме того, эти планеты легче обнаружить (из-за небольшого размера дисков M-звезд транзиты планет оказываются глубже, чем транзиты планет того же радиуса, вращающихся вокруг FG-звезд, а небольшие массы M-звезд заставляют их сильнее откликаться на гравитационное влияние своих планет). Однако нельзя забывать, что красные карлики часто проявляют вспышечную и хромосферную активность, которую необходимо тщательно учитывать, чтобы не принять за планету колебания звездной фотосферы.

31 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна у красного карлика GJ 338 B. Планету обнаружили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.

GJ 338 B (HD 79211, HIP 120005) – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 6.334 ± 0.002 пк. Он входит в состав широкой звездной пары – на расстоянии 17.2 угловых секунд (108.54 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон GJ 338 A того же спектрального класса и примерно той же светимости. Масса GJ 338 B оценивается в 0.64 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.58 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 7.92 ± 0.3% от светимости Солнца. С момента открытия в 1821 году компаньоны прошли заметную часть одного витка вокруг общего центра масс, что позволило оценить их орбитальный период – 1295 ± 180 лет. Наклонение орбиты двойной оценивается в 37 ± 12°.

В январе 2016 года приступил к наблюдениям обзор CARMENES, посвященный поиску планет у близких красных карликов методом лучевых скоростей. Благодаря своей близости к Солнцу и яркости обе звезды сразу вошли в список целей этого проекта. До октября 2018 года было получено 159 точных замеров лучевой скорости GJ 338 B, измерялись также и лучевые скорости звезды-компаньона. Помимо изменения лучевых скоростей, вызванного орбитальным движением обеих компонентов двойной вокруг общего центра масс и их вращением, у звезды B обнаружили четкий RV-сигнал с периодом 24.45 ± 0.02 земных суток и полуамплитудой ~3 м/с, не сопровождающийся никакими признаками звездной активности. Приняв, что это колебание вызвано гравитационным влиянием планеты, вращающейся вокруг GJ 338 B, авторы оценили ее минимальную массу (параметр m sin i) в 10.3 ± 1.4 масс Земли. Этот теплый аналог Урана вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.141 ± 0.005 а.е., его эффективная температура оценивается в 301-391К в зависимости от альбедо (0-0.7), другими словами, температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Планета GJ 338 B b (показана красным цветом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» среди других экзопланет, вращающихся вокруг красных карликов.

Радиус планеты GJ 338 B b ожидается равным 3.13 ^+1.37/_-0.90 радиусов Земли, однако геометрическая вероятность транзитной конфигурации невелика – всего около 5%. TESS наблюдал систему GJ 338 на 21 секторе (с 21 января по 18 февраля 2020 года), но транзита не обнаружил. По всей видимости, орбита планеты заметно наклонена к лучу зрения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.13052.pdf

 

 

21 апреля 2020
Планеты Фомальгаут b не существует

Планета Фомальгаут b была представлена в 2008 году. Сравнивая снимки, полученные «Хабблом» в 2004 и 2006 годах, астрономы обнаружили, что слабый точечный источник, расположенный у внутреннего края пылевого диска, окружающего Фомальгаут, перемещается в пространстве вместе со звездой, и даже совершает вокруг нее орбитальное движение. По величине сдвига исследователи оценили орбитальный период новой планеты – 877 лет. Это был триумф внесолнечной планетологии – первая экзопланета, обнаруженная не косвенными методами, а непосредственно на снимке!

Однако вскоре начались странности. Объект был достаточно ярким в видимых лучах, но его инфракрасное излучение зафиксировать не удавалось. Его орбита, вычисленная по смещению на снимках, казалась резко эксцентричной, даже гиперболической. Наконец, с течением времени Фомальгаут b становился все слабее, пока в 2014 году совсем не исчез.

Команда исследователей из Аризонского университета (ведущий автор Andras Gaspar) пришла к выводу, что планеты, собственно, никогда и не существовало. То, что мы принимали за планету, было плотным облаком пыли и мелких обломков, возникшим при столкновении двух ледяных тел размерами около 300 км. Это соударение произошло незадолго до первого наблюдения в 2004 году. Можно сказать, что наблюдателям фантастически повезло – ведь согласно расчетам, подобные катастрофы в системе Фомальгаута должны происходить раз в 200 тысяч лет! К настоящему времени пылевое облако расширилось до размеров, превышающих диаметр орбиты Земли вокруг Солнца, и стало невидимым.

Группа Гаспара рассчитала модель столкновения двух планетезималей на суперкомпьютере Аризонского университета и получила количественное согласие с наблюдениями. Эта гипотеза непринужденно объяснила и отсутствие у «планеты» ИК излучения, и ослабление яркости по мере того, как облако рассеивалось в пространстве, и необычную орбиту. Дело в том, что на ледяные пылинки размерами около микрона помимо гравитации должно действовать и давление излучения Фомальгаута, которое буквально выметает их из системы.

Исследователи намерены продолжить наблюдения системы Фомальгаута на телескопе им. Джеймса Вебба, чтобы поискать там настоящие планеты и определить химический состав протопланетного диска.

Информация получена: https://hubblesite.org/contents/news-releases/2020/news-2020-09

 

 

16 апреля 2020
Вторая планета у Проксимы Центавра

Проксима Центавра (GJ 551, HIP 70890) – ближайшая к Солнцу звезда, поэтому поиск у нее планет вызывает повышенный интерес. Регулярные измерения лучевой скорости этой звезды с помощью высокоточных спектрографов HARPS и UVES ведутся уже свыше полутора десятилетий. Однако долгое время эти поиски были неудачными – исследователи получали только верхние пределы на массы возможных планет. Сначала у Проксимы исключили наличие массивных гигантов, затем – тел с массой Сатурна. Дело осложнялось высоким уровнем активности этой звезды: Проксима – вспыхивающий красный карлик, ее внешние слои охвачены бурными конвективными движениями, генерирующими акустический шум. Чтобы выделить слабый когерентный RV-сигнал, наводимый планетой, необходимо получить очень много замеров лучевой скорости звезды и аккуратно учесть ее активность.

Лишь в августе 2016 года Гиллем Англада-Эскуде (G. Anglada-Escude) с коллегами объявили о долгожданном открытии – обнаружена планета Проксима b с минимальной (проективной) массой 1.3 масс Земли и температурным режимом Марса. Планета делает один оборот за 11.186 земных суток, полуамплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых ею на родительскую звезду, составляет всего 1.38 ± 0.21 м/с – скорость пешехода!

Разумеется, мониторинг лучевой скорости Проксимы был продолжен – ведь в этой системе наверняка есть и другие планеты. За период 6392 суток (~17.5 лет) было получено 202 замера лучевой скорости на HARPS и 77 – на UVES. Одновременно исследователи вели фотометрические наблюдения Проксимы для отслеживания ее активности.

Все это позволило Марио Дамассо (Mario Damasso) с коллегами обнаружить вторую планету Проксима c с минимальной массой 5.8 ± 1.9 масс Земли и орбитальным периодом 1900 ⁺⁹⁶/_-82 суток (~5.21 земных лет), вращающейся на среднем расстоянии 1.48 ± 0.08 а.е. от звезды. Эксцентриситет орбиты внешней планеты не превышает 0.58, т.е. определен плохо. Не исключено, что орбита близка к круговой. Эффективная температура планеты c составляет всего 39 ⁺¹⁶/_-18 К, т.е. ее температурный режим соответствует температурному режиму пояса Койпера в Солнечной системе.

Достоверность открытия внешней планеты составила всего 3 сигма, это не слишком надежная величина. Исследователи призвали коллег перепроверить свои выводы независимым методом – а именно, с помощью астрометрии.

Это было сделано другим научным коллективом (ведущий автор исследования Пьер Кервелла). Анализируя точные координаты положений Проксимы на небесной сфере, измеренные «Гайей», они обнаружили «аномалию» (отклонение траектории звезды от прямой линии). Форма и амплитуда аномалии соответствовала гравитационному влиянию планеты массой 10-20 масс Земли, расположенной на расстоянии 1-2 а.е. от Проксимы. Предположив, что аномалия вызвана именно планетой c, Кервелла нашел, что наклонение ее орбиты составляет 152 ± 14° в случае проградной орбиты или 28 ± 14° в случае ретроградной орбиты. Истинная масса планеты c в этом случае оказывается равной 12 ⁺¹²/_-5 масс Земли. Иначе говоря, перед нами – близкий аналог Нептуна как по массе, так и по температурному режиму.

Интересно, что миллиметровый радиотелескоп ALMA обнаружил рядом с Проксимой (на расстоянии 1.2 угловых секунд, или в 1.6 а.е. в проекции на небесную сферу) слабый точечный источник, положение которого согласуется с положением планеты c. Хотя команда ALMA не исключает, что обнаруженный источник может быть далекой галактикой, совокупность наблюдений повышает достоверность обнаружения внешней планеты. Новые наблюдения «Гайи» смогут прояснить этот вопрос.

Информация получена: https://advances.sciencemag.org/content/6/3/eaax7467
https://arxiv.org/pdf/2003.13106.pdf

 

 

1 апреля 2020
TOI-849 b: горячий нептун со средней плотностью Земли

Если расположить известные планеты на плоскости «орбитальный период – масса» или «орбитальный период – радиус», то в глаза бросится протяженная область, почти лишенная планет – т.н. «пустыня горячих нептунов». Оказывается, планет с орбитальными периодами 1-2 суток и радиусами от 2 до 10 радиусов Земли (с массами от 8 масс Земли до 1 массы Юпитера) практически нет. Происхождение «пустыни» до сих пор неясно – простое фотоиспарение водородно-гелиевых атмосфер легких планет-гигантов не может обеспечить ее наличие. Поэтому открытие планет, попадающих в «пустыню горячих нептунов», вызывает особый интерес.

24 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего нептуна TOI-849 b. Новая планета не только попадает в середину «пустыни», но и отличается экстремально коротким периодом и экстремально же высокой плотностью (среди планет своего размерного класса).

Транзитный кандидат TOI-849 b был обнаружен TESS, подтверждение его планетной природы и измерение массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрометра HARPS. При радиусе 3.45 ± 0.16 радиусов Земли масса планеты достигает 40.8 ± 2.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.5 ± 0.8 г/куб.см, сравнимой со средней плотностью Земли. TOI-849 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.016 ± 0.0001 а.е. (3.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 0.765524 земных суток (18 часов 22 минуты). Эффективная температура планеты достигает 1800К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Планета TOI-849 b (показана синим кружком и подписана) на плоскости «орбитальный период – радиус» (вверху) и «орбитальный период – масса» (внизу) среди других транзитных экзопланет. Хорошо заметна область, почти лишенная планет – «пустыня горячих нептунов».

TOI-849 – солнцеподобная звезда немного меньше и холоднее Солнца, удаленная от нас на 225.2 ± 6 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.92 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – примерно в 0.63 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-849 достигает 6.7 ^+2.8/_-2.4 млрд. лет.

Планета TOI-849 b (подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Черными звездами показаны планеты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер. Левая половина графика показывает в увеличенном масштабе область, очерченную черной пунктирной линией на правом графике. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, водно-каменного (50/50), землеподобного и чисто железного состава.

Высокая средняя плотность планеты в сравнении со средней плотностью других нептунов говорит о резком обеднении летучими элементами. По расчетам авторов статьи, доля водорода и гелия в составе TOI-849 b составляет 2-4%, а масса ядра из тяжелых элементов достигает 39 масс Земли.

Расчеты темпов убегания водорода из атмосферы TOI-849 b показали, что за все время существования планета потеряла только несколько процентов своей массы. Это значит, что не фотоиспарение отвечает за необычный химический состав этой планеты. Возможно, планета образовалась в результате гигантского столкновения на этапе, когда газовый протопланетный диск уже практически рассеялся. Еще один вариант – срыв атмосферы приливными силами, когда планета прошла на расстоянии полутора звездных радиусов от своей звезды (это могло произойти в случае высокоэксцентричной миграции). В любом случае динамическая история TOI-849 b явно включала в себя немало драматических событий.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.10314.pdf

 

 

29 марта 2020
У звезды HD 332231 обнаружена легкая и не очень горячая планета-гигант

TESS мониторит каждую наблюдательную площадку (один сектор) на протяжении 27.4 суток, а затем перенацеливается на следующую. Ближе к полюсам эклиптики сектора начинают перекрываться, и мониторинг может продолжаться дольше (начиная от 55 и вплоть до 351 суток непосредственно у полюсов). Если орбитальный период транзитной планеты достаточно велик, то она может продемонстрировать только одно транзитное событие. Но и в этом случае параметры планеты могут быть определены с помощью дальнейших исследований.

25 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкой планеты-гиганта HD 332231 b.

TESS наблюдал звезду HD 332231 на 14 и 15 секторах. Автоматический алгоритм обнаружил в фотометрических данных 15-го сектора одиночное транзитное событие глубиной ~0.49%, соответствующее планете-гиганту. Авторы провели стандартную процедуру валидации, чтобы исключить астрофизические явления, способные имитировать транзитный сигнал, а затем получили серию замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографов Levy на APF (68 замеров), HIRES на Кеке (13 замеров) и безымянного спектрографа, установленного на 1-метровом телескопе сети SONG (тоже 13 замеров). Лучевая скорость звезды демонстрировала колебания с периодом 18.712 земных суток и полуамплитудой 17.3 ± 1.2 м/с, соответствующей планете массой 0.244 ± 0.021 масс Юпитера.

Однако планета с периодом 18.7 суток за два сектора наблюдений должна была показать не одно транзитное событие, а три! Авторы снова обратились к кривой блеска, полученной TESS, и просмотрели ее более внимательно. И нашли второй транзит на 14-м секторе! Автоматический алгоритм пропустил его из-за загрязнения фотометрии рассеянным светом от Земли и Луны. Третий транзит был пропущен, поскольку по несчастливой случайности попал на короткий период 14-15 августа 2019 года, когда TESS не получал данные. Однако, несмотря на некоторую зашумленность фотометрии, глубина и продолжительность второго транзита совпала с первым. Таким образом, было доказано, что за колебания лучевой скорости звезды и транзиты «отвечает» одна и та же планета, получившая наименование HD 332231 b.

HD 332231 (TOI-1456) – звезда спектрального класса F8 V, удаленная от нас на ~80 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.28 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое превышает солнечную. Возраст звезды составляет 4.3 ^+2.5/_-1.9 млрд. лет.

HD 332231 b относится к классу субсатурнов, т.е. легких газовых гигантов: при радиусе 0.867 ± 0.027 радиусов Юпитера его масса составляет 0.244 ± 0.021 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.464 ± 0.054 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.03 ± 0.03) на среднем расстоянии 0.1436 ± 0.0033 а.е., ее эффективная температура оценивается в 876 ± 17К.

Планета HD 332231 b (показана голубым ромбом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер (показаны оранжевыми буквами U, N, S и J). Красными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов с массой ядра 10 и 25 масс Земли.

Сравнение параметров планеты HD 332231 b с моделями планет-гигантов привело авторов к выводу, что у нее есть ядро из тяжелых элементов массой 10-25 масс Земли, а 52-68 масс Земли приходится на водородно-гелиевую оболочку. Поскольку планета нагрета умеренно, она не является «раздутой».

Планета HD 332231 b на плоскости «освещенность – радиус планеты». Вертикальной красной линией показана граница освещенности, выше которой радиус планет-гигантов начинает зависеть от их температуры. Видно, что HD 332231 b находится вне области раздутых планет.

Яркость родительской звезды и невысокая масса планеты, приводящая к большой шкале высот, делает HD 332231 b интересной и удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Авторы подчеркивают, что планета представляет собой хороший пример умеренно нагретого гиганта, и призывают продолжить наблюдения транзитов для уточнения орбитального периода и поиска возможных TTV-вариаций.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.10451.pdf

 

 

28 марта 2020
HD 95338 b: плотный нептун на 55-дневной орбите

Для лучшего понимания природы экзопланет необходимо измерять их массы и радиусы – это позволяет определять их среднюю плотность и накладывает важные ограничения на химический состав. Иначе говоря, необходимо измерять массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Планет с известными массами и радиусами известно уже больше пятисот, но в подавляющем большинстве они являются горячими юпитерами, относительно небольших и прохладных миров среди них немного.

Обычно планеты с измеренными массой и радиусом сначала обнаруживаются транзитными обзорами (наземными или космическими), а затем их массы измеряются методом лучевых скоростей. Однако известно и несколько обратных случаев, когда планету сначала находили методом лучевых скоростей, а затем выяснялось, что она является транзитной. Именно так было с первой известной транзитной планетой – горячим юпитером HD 208459 b (открыт в 1999 году, транзиты обнаружили в 2000-м).

24 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии плотного нептуна у звезды HD 95338. С 26 февраля 2010 года по 25 мая 2018 года авторы получили 83 замера лучевой скорости этой звезды с помощью спектрографа PFS, установленного на 6.5-метровом телескопе Магеллана II, а с 24 мая 2018 года по 6 апреля 2019 года – еще и 11 замеров на HARPS. Лучевая скорость звезды демонстрировала явные колебания с периодом ~55 суток и полуамплитудой 8.15 ± 0.4 м/с, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности.

Затем авторы обратились к фотометрическим данным, полученным TESS. Спутник наблюдал звезду HD 95338 на 10 секторе с 26 марта по 22 апреля 2019 года. 11 апреля на кривой блеска прорисовалось одиночное транзитное событие глубиной около 3000 ppm. Время события отличалось от предвычисленного для транзита предполагаемой планеты на 55-суточной орбите менее чем на полдня, а с учетом погрешностей полностью совпадало с ним. Авторы сделали вывод, что планета, совершившая транзит по диску HD 95338, и есть небесное тело, отвечающее за 55-суточные колебания ее лучевой скорости.

HD 95338 (HIP 53719) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 36.94 ± 0.07 пк. Его масса оценивается в 0.76 ^+0.16/_-0.10 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к половине солнечной. Возраст звезды составляет 5.1 ± 2.5 млрд. лет.

При радиусе 3.98 ± 0.09 радиусов Земли масса планеты HD 95338 b достигает 39.4 ^+6.0/_-4.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.41 ^+0.56/_-0.41 г/куб.см. Этот тяжелый нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.231 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.199 ± 0.025, и делает один оборот за 55.086 ± 0.019 земных суток. Температурный режим планеты близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 402 ± 9К).

Планета HD 95338 b (показана черным цветом и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены также Нептун (показан синим кружком) и Сатурн (показан желтым кружком). Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто ледяных, чисто каменных и чисто железных планет, а также планет промежуточного состава (50/50).

Высокая (для планет такого размера) средняя плотность HD 95338 b говорит о том, что доля тяжелых элементов в ее составе достигает 90 ± 2%. Формально планета лежит на плоскости масса-радиус на линии планет из чистого льда, но, конечно, крайне маловероятно, что она состоит из одной воды. Скорее всего, у нее есть железное ядро, каменная мантия, протяженная ледяная оболочка и сравнительно тонкая водородно-гелиевая атмосфера. Авторы предполагают, что HD 95338 b образовалась в результате гигантского столкновения, в котором большая часть водорода и гелия рассеялась.

Впрочем, остается небольшая (около 3%) вероятность того, что колебания лучевой скорости и одиночный транзит вызваны разными планетами. Чтобы исключить этот вариант, надо пронаблюдать еще один (а лучше несколько) транзитов и уточнить таким образом орбитальный период транзитной планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.10319.pdf

 

 

26 марта 2020
Здесь горячий юпитер не одинок: система TOI-1130

В подавляющем большинстве случаев «горячие юпитеры одиноки» – т.е. в системах с горячими юпитерами нет других планет. Однако известно несколько исключений, где одновременно с горячим юпитером вокруг родительской звезды вращается или удаленная планета-гигант (HAT-P-44, HATS-59, WASP-41), или сравнительно близкие небольшие планеты (WASP-47, Kepler-730). До сих пор неясно, как именно горячие гиганты оказываются на своих орбитах и каким образом рядом с ними (т.е. на орбитах с большой полуосью, отличающейся от величины большой полуоси горячего юпитера не более чем в 2-3 раза) могут сохраняться другие планеты. Чтобы прояснить этот вопрос, надо открывать как можно больше систем-исключений, подобных WASP-47 и Kepler-730.

20 марта 2020 года в журнале The Astrophysical Journal Letters была опубликована статья, посвященная открытию двухпланетной системы TOI-1130. Эта система включает в себя не только горячий (точнее, очень теплый) гигант TOI-1130 c, но и внутреннюю планету – нептун TOI-1130 b. Таким образом, короткий список систем-исключений пополнился еще одним пунктом.

Звезда TOI-1130 попала на 13-й сектор TESS и наблюдалась с 19 июня по 18 июля 2019 года в «долгой» моде (с замерами раз в полчаса). Это поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 58.26 ± 0.17 пк. Его масса оценивается в 0.684 ± 0.017 солнечных масс, радиус – в 0.687 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость составляет 14% солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 8.2 ^+3.8/_-4.9 млрд. лет.

Кривая блеска TOI-1130 демонстрирует два четких транзитных сигнала с периодами 4.0665 и 8.3504 земных суток. Более глубокий сигнал имеет V-образную форму, что говорит о скользящем транзите. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, для измерения массы кандидатов авторы получили 21 замер лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CHIRON.

Масса внешней планеты – гиганта TOI-1130 c оказалась равной 0.974 ± 0.044 масс Юпитера. Ее радиус определен хуже из-за скользящей формы транзита и оценивается в 1.50 ^+0.27/_-0.22 радиусов Юпитера, что дает среднюю плотность 0.38 ^+0.24/_-0.15 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 22.2 звездных радиусов, ее эффективная температура оценивается в 637 ± 12К (так что этот юпитер – горячий весьма условно).

Радиус внутренней планеты TOI-1130 b – 3.65 ± 0.1 радиусов Земли, т.е. перед нами типичный нептун. Массу его измерить не удалось, был получен только верхний предел в 0.17 масс Юпитера или 54 массы Земли (с достоверностью 3 сигма). Планета движется вокруг своей звезды по эллиптической орбите (эксцентриситет 0.22 ± 0.11), ее эффективная температура оценивается в 810 ± 15К.

Обе планеты близки к орбитальному резонансу 1:2 и могут заметно влиять на движение друг друга (особенно сильно гигант c может возмущать движение нептуна b). Авторы успешно пронаблюдали транзиты планеты c 5 сентября и 1 октября 2019 года с помощью наземных телескопов. Однако попытка пронаблюдать транзит планеты b 12 октября 2019 года не удалась – в предсказанное время транзита не произошло. Это может означать наличие значительных вариаций времени наступления транзитов планеты b, достигающих как минимум двух часов. Будущие наблюдения, возможно, с помощью спутника ChEOPS, помогут прояснить этот вопрос.

Информация получена: https:// iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab7302/pdf

 

 

18 марта 2020
HIP 65A b, TOI-157 b и TOI-169 b: три новых горячих гиганта от миссии TESS

Миссия TESS, запущенная для поиска транзитных планет у ярких звезд, к марту 2020 года обнаружила 1117 интересных объектов (TOI), 667 из которых признаны планетными кандидатами, 55 – уже подтверждены как планеты, 4 являются транзитными коричневыми карликами, а 146 – планетами, открытыми ранее. Предварительные оценки распространенности горячих гигантов по данным TESS (0.4 ± 0.1% на одну звезду) в пределах погрешностей согласуются с аналогичными оценками, полученными на основе данных «Кеплера». Еще реже встречаются планеты-гиганты с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). К настоящему моменту известно только 8 таких планет – это WASP-18 b, WASP-19 b, WASP-43 b, WASP-103 b, HATS-18 b, KELT-16 b, NGTS-6 b и NGTS-10 b.

13 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще трех планет-гигантов, из которых один – с ультракоротким периодом. Все три планеты были обнаружены на первом секторе TESS и в дальнейшем наблюдались еще на нескольких секторах. Родительские звезды прошли стандартную процедуру валидации, включая съемку окрестностей с высоким угловым разрешением; две из них оказались одиночными, одна – двойной. Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и FEROS.

HIP 65A (TOI-129) – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, удаленный от нас на 61.89 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.724 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость составляет ~21% от солнечной светимости. На расстоянии 3.95 угловых секунд (269 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон HIP 65B на 5.5 звездных величин слабее (в полосе чувствительности «Гайи»). Близкое значение параллакса и почти одинаковое собственное движение обеих звезд говорит о том, что они физически связаны. Масса компаньона оценивается в 0.3 солнечных, это красный карлик.

HIP 65A b – горячий гигант с ультракоротким периодом 0.98097 земных суток и массой 3.21 ± 0.08 масс Юпитера. Поскольку транзиты этой планеты являются скользящими, радиус оценен с большими погрешностями – 2.03 ^+0.61/_-0.49 радиусов Юпитера. Несмотря на тесную орбиту (5.3 звездных радиуса) планета HIP 65A b нагрета не слишком сильно – ее эффективная температура оценивается в 1411 ± 15К. Авторы обсуждают возможность, что этот горячий гигант оказался на своей орбите благодаря гравитационным возмущениям со стороны звездного компаньона HIP 65B по механизму Козаи-Лидова, в этом случае можно ожидать большой наклон плоскости орбиты планеты к экватору звезды.

TOI-157 удалена от нас на 362.1 ± 2.9 пк, ее спектральный класс – G9 IV. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.167 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость на 5 ± 5% превышает солнечную. Несмотря на древний возраст (12.8 ^+0.7/_-1.4 млрд. лет!) звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в ~1.7 раза больше, чем в составе Солнца.

TOI-157 b – типичный горячий юпитер. При массе 1.18 ± 0.13 масс Юпитера его радиус составляет 1.29 ± 0.02 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.686 ± 0.08 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0314 ± 0.0002 а.е. и делает один оборот за 2.08454 земных суток. Эффективная температура TOI-157 b достигает 1588 ± 21К.

TOI-169 – солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V, удаленная от нас на 412.5 ± 4.3 пк. Ее масса оценивается в 1.15 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 1.79 ± 0.07 раза превышает солнечную. Как и TOI-157, она отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в ~1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Орбитальный период планеты TOI-169 b самый большой в представленной тройке планет – 2.25545 земных суток, но при этом она оказывается и самой горячей – ее эффективная температура достигает 1715 ± 22К! При массе 0.79 ± 0.06 масс Юпитера радиус TOI-169 b составляет 1.09 ^+0.08/_-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.76 ^+0.14/_-0.17 г/куб.см.

Планеты HIP 65A b, TOI-157 b и TOI-169 b (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чьи масса и радиус известны с точностью лучше 20%. Цветом показан уровень освещенности, цветовая шкала расположена справа от графика.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.05932.pdf

 

 

12 марта 2020
LHS 1815 b: первая планета TESS у звезды толстого диска

По современным представлениям наша Галактика Млечный путь состоит из нескольких компонентов – тонкого диска, толстого диска, балджа и гало. Большинство звезд в окрестностях Солнца принадлежат диску (толстому или тонкому), и лишь малая их часть входит в состав гало. Звезды толстого диска в сравнении со звездами тонкого диска, как правило, старше, имеют низкую металличность, обогащены альфа-элементами (элементами, чьи ядра можно представить как сумму ядер гелия, т.е. альфа-частиц) и имеют значительные пекулярные скорости. Благодаря большим пекулярным скоростям в своем движении вокруг центра Галактики они могут высоко подниматься над галактической плоскостью (благодаря чему диск из этих звезд и называют толстым).

11 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию землеразмерной планеты у звезды толстого диска LHS 1815. Звезда попала в область, которую миссия TESS наблюдала на протяжении 12 секторов (с 1-го по 13-й за исключением 6-го). Долгий период наблюдений позволил выделить транзитный сигнал небольшой глубины (~400 ppm), соответствующий землеразмерной планете. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, в дальнейшем массу планеты удалось оценить методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

LHS 1815 (GJ 9201, HIP 28754, TOI-704) – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 29.87 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.502 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.50 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 4.1 ± 0.4% от солнечной. Судя по низкому уровню хромосферной активности и медленному вращению (один оборот за 47.8 ± 0.7 суток) звезда отличается зрелым возрастом, превышающим 5 млрд. лет.

Кривая блеска LHS 1815 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 3.81433 ± 0.00003 земных суток, соответствующий планете с радиусом 1.088 ± 0.064 радиусов Земли. Масса планеты формально составляет 4.2 ± 1.5 масс Земли, но поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе 8.7 масс Земли. LHS 1815 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.05) на расстоянии 0.0404 ± 0.0094 а.е. или ~17.4 звездных радиусов. Эффективная температура планеты оценивается в 617 ± 84К.

Формальное значение массы выглядит неправдоподобно большим для планеты такого небольшого размера. Возможно, перед нами массивный аналог Меркурия, состоящий в основном из железа, или, что вероятнее, к завышенному значению массы привело малое количество замеров лучевой скорости (всего 22). Дальнейший мониторинг лучевой скорости звезды покажет, действительно ли планета LHS 1815 b так плотна, или авторы недостаточно точно учли звездную активность. Также возможно, что на лучевую скорость звезды повлияли еще не открытые не транзитные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.04525.pdf

 

 

9 марта 2020
LTT 3780 b, c: две небольшие планеты у близкого красного карлика

Исследования, проведенные в последние годы, показали широчайшую распространенность небольших планет – суперземель и мини-нептунов. Частота встречаемости таких планет на близких к звезде орбитах оценивается в 1.7-2 планеты на одну солнцеподобную звезду и в 1.5-1.7 планеты на один красный карлик. Наиболее успешной в поисках суперземель и мини-нептунов у близких и сравнительно ярких звезд является миссия TESS, в настоящее время ведущая фотометрический мониторинг северного неба. Яркость родительских звезд позволяет не только обнаруживать новые транзитные планеты, но и измерять их массы методом лучевых скоростей, что очень важно для вычисления средней плотности и физической природы этих миров.

4 марта 2020 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи от независимых научных коллективов, посвященные открытию суперземли и мини-нептуна у близкого красного карлика LTT 3780. Параметры планет у обеих групп несколько различаются, но все же более-менее согласуются друг с другом в пределах погрешностей.

LTT 3780 (LP 729-54, TOI-732) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 21.98 ± 0.04 пк. Если радиус звезды обе группы оценили примерно одинаково – в 0.38 ± 0.01 солнечных радиусов, то оценки массы несколько различаются: группа R. Cloutier оценила ее в 0.401 ± 0.012 солнечных масс, группа G. Nowak – в 0.379 ± 0.016 солнечных масс. Различаются и оценки металличности звезды: от 0.28 ± 0.13 у Cloutier до 0.09 ± 0.16 у Nowak. Низкий уровень активности звезды и ее медленное вращение говорят о зрелом возрасте, превышающем 5 млрд. лет.

Кривая блеска LTT 3780 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 0.76845 ± 0.00006 и 12.252 ± 0.003 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.33 ± 0.08 (1.35 ± 0.06) и 2.30 ± 0.16 (2.42 ± 0.10) радиусов Земли. Как мы видим, оценки размеров планет у обеих групп оказываются очень близкими. Однако с массами ситуация более сложная. Cloutier с коллегами измеряли массы планет с помощью спектрографов HARPS и HARPS-N (получено 33 и 22 замера, соответственно, всего 55), а Nowak – с помощью спектрографа CARMENES (52 замера). Первая команда оценила массы планет в 3.12 ± 0.50 и 8.5 ^+1.7/_-1.4 масс Земли, вторая – в 2.34 ± 0.24 и 6.29 ± 0.63 масс Земли. Согласно Cloutier, средняя плотность планеты b составляет 7.3 ^+1.9/_-1.5 г/куб.см, что свидетельствует о железокаменном составе, а средняя плотность планеты c – 3.9 ^+1.1/_-0.9 г/куб.см, величина, относительно большая для мини-нептунов. Согласно Nowak, средняя плотность планеты b оценивается в 5.24 ^+0.94/_-0.81 г/куб.см, планеты c – в 2.45 ^+0.44/_-0.37 г/куб.см. Как пишут сами исследователи, средняя плотность внутренней планеты совместима с железокаменным составом (тут мнения обеих групп сошлись), а внешняя планета явно обогащена летучими и скорее всего окутана водородно-гелиевой атмосферой. Для уточнения масс и средних плотностей обеих планет необходимы дальнейшие наблюдения.

Планеты системы LTT 3780 на плоскости «масса-радиус» согласно Cloutier (слева, подписаны и обведены черным) и Nowak (справа, показаны красным цветом) на фоне других транзитных экзопланет. Желтым цветом на правом графике показаны планеты у красных карликов.

Планета b делает один оборот вокруг своей звезды всего за 18 часов 27 минут и сильно нагрета – ее эффективная температура оценивается в 892 ± 44К (1000 ± 100К). Температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 354 ± 18К согласно Cloutier и 397 ± 40К согласно Nowak). Если планета b, скорее всего, лишена протяженной атмосферы, то планета c представляет большой интерес для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. С другой стороны, сильный нагрев планеты b благоприятствует поискам вторичного минимума (уменьшения общего блеска системы при заходе планеты за звезду), что в случае успеха позволит определить температуру дневного полушария планеты. К сожалению, после отключения космического ИК-телескопа им. Спитцера эти наблюдения будут доступны только JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2003.01136.pdf
https://arxiv.org/pdf/2003.01140.pdf

 

 

28 февраля 2020
(Не)обитаемая планета K2-18 b

Несколько дней назад в СМИ прогремела сенсация – обнаружена первая пригодная для жизни экзопланета! «Открыта планета с «земными» океанами», «Названа наиболее подходящая для жизни экзопланета», «Планета K2-18 b вполне может быть обитаемой» – кричали заголовки. Так ли это, и что на самом деле сделали ученые?

Планета K2-18 b была представлена в 2015 году. Она относится к классу мини-нептунов – при радиусе 2.61 ± 0.09 радиусов Земли ее масса составляет 8.63 ± 1.35 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.67 ^+0.52/_-0.47 г/куб.см – слишком низкой, чтобы K2-18 b могла считаться планетой земного типа. Планета вращается в обитаемой зоне красного карлика K2-18, удаленного от нас на 38.03 ± 0.08 пк, ее эффективная температура оценивается разными авторами в 235-284К.

В сентябре 2019 года сразу две независимые группы исследователей объявили об открытии в водородной атмосфере K2-18 b водяного пара. Обе группы опирались на данные, полученные 3-й широкоугольной камерой «Хаббла», а именно – на анализ зависимости глубины транзитов планеты от длины волны, на которой ведутся наблюдения (этот метод называется трансмиссионной спектроскопией). В лучах с длиной волны около 1.4 мкм, где лежит полоса поглощения водяного пара, видимый радиус планеты оказался немного больше, чем при наблюдениях в лучах с соседними длинами волн.

Важно, что основной атмосферной составляющей в атмосфере K2-18 b является молекулярный водород, водяной пар остается примесью на уровне нескольких процентов.

27 февраля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована теоретическая работа группы британских астрономов, посвященная моделированию атмосферы и внутреннего строения K2-18 b с опорой на известные данные. Исследователи строили модели, согласующиеся с известной средней плотностью планеты и ее трансмиссионным спектром, полученным «Хабблом». Веер возможных вариантов оказался весьма широк, потому что одну и ту же среднюю плотность можно получить очень разными способами.

Скорее всего, K2-18 b включает в себя железное ядро, силикатную мантию, слой водяного льда и водородно-гелиевую оболочку. Однако в каких пропорциях находятся все эти слои? Авторы рассмотрели два крайних и один средний (наиболее вероятный) вариант, и представили все три модели на суд общественности.

Для начала они оценили максимально возможную массовую долю водорода в составе планеты, приняв, что та состоит только из железного ядра и водородной оболочки. Доля водорода в этом случае составила 6%, доля ядра – 94%. Чтобы согласовать модель с наличием водяного пара в атмосфере, исследователи немного видоизменили модель: при массе ядра в 94.7%, воды в 0.3% и водородно-гелиевой оболочки в 5% в атмосфере оказывалось достаточно водяного пара для регистрации его «Хабблом». Это – 1-я модель.

Чтобы оценить минимально возможную долю водорода, авторы рассмотрели противоположный экстремальный вариант – ядро планеты состоит из чистого льда (т.е. нет ни железного ядра, ни силикатной мантии). В этом случае доля водорода оставит только 10^-6, что сравнимо с его долей в земной атмосфере! Однако этот вариант совершенно нереалистичен, и авторы построили модель, в которой у планеты все же есть силикатное ядро с массовой долей 10-50%, остальное – водяной лед. В этом случае доля водорода в составе планеты составила 10^-5-10^-2. Основные расчеты велись для модели планеты, 10% массы которой приходится на землеподобное ядро, 89.994% массы – на ледяную оболочку и 0.006% – на водородно-гелиевую атмосферу. Это – 3-я модель.

Наконец, 2-я модель является наиболее реалистичной и содержит промежуточные значения содержания всех компонентов: 45% массы планеты приходится на землеподобное железокаменное ядро, 54.97% – на воду, и 0.03% – на атмосферу.

Планета K2-18 b (показана черным цветом и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синяя, зеленая и красная сплошные линии, не касающиеся K2-18 b, показывают модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, соответственно. Малиновая, зеленая и оранжевая линии, проходящие через K2-18 b, показывают модельные соотношения масса-радиус для планет с составом согласно 1, 2 и 3 модели.

Какими же оказались свойства атмосферы K2-18 b во всех трех случаях?

Для модели 1 глубина атмосферы оказывается максимальной. Давление на границе ядра составляет 10⁶ атм., температура приближается к 4 тыс. К.

Для модели 3 глубина атмосферы, напротив, оказывается минимальной. В этом случае на дне атмосферы при давлении 130 атм. и температуре 560К находится жидкий водный океан. Однако стоит ли называть такие условия максимально подходящими для жизни?

Наконец, 2-я наиболее реалистичная модель предсказывает воду в закритическом состоянии, давление на дне атмосферы 700 атм. и температуру 1500К.

Слева: профили давления и плотности для трех рассмотренных моделей строения K2-18 b. Справа: температура и давление на дне атмосферы в различных вариантах моделей. Малиновым квадратом показана модель 1, оранжевым кружком – модель 3, зеленым треугольником – модель 2 (наиболее реалистичная). Серым цветом показана фазовая диаграмма воды.

Как пишут сами авторы, для условно-землеподобных условий (температура у поверхности ~300К, давление 1-10 атм.) необходимы очень тонкие водородные атмосферы, чья массовая доля будет менее 10^-5. И только в этом крайне маловероятном случае K2-18 b «имеет шанс быть обитаемой».

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2002.11115.pdf

 

 

26 февраля 2020
Трехпланетная система EPIC 249893012: горячая суперземля и два нептуна

«Кеплер» вышел из строя полтора года назад, но поток открытий, сделанных на основе полученных им данных, не иссякает. 6 февраля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трехпланетной системе EPIC 249893012. Авторы не только подтвердили планетную природу транзитных кандидатов, но и измерили их массы, что позволило вычислить средние плотности планет и определить их природу.

«Кеплер» мониторил звезду EPIC 249893012 в рамках 15 наблюдательной кампании расширенной миссии K2 (с 23 августа по 20 ноября 2017 года). Кривая блеска звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 3.595, 15.624 и 35.747 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.95 ± 0.09, 3.67 ^+0.17/_-0.14 и 3.94 ± 0.13 радиусов Земли.

Чтобы убедиться, что транзитные сигналы вызваны именно планетами, авторы провели стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения). В частности, 14 июля 2019 года на 8.2-метровом телескопе Субару были получены снимки высокого разрешения окрестностей звезды с применением адаптивной оптики. На расстоянии 8.3 угловых секунд от EPIC 249893012 был обнаружен компаньон 17.9 звездной величины, который при дальнейшем изучении оказался звездной заднего фона (по данным «Гайи», его параллакс гораздо меньше, а собственное движение направлено в другую сторону). Тем не менее, поскольку обе звезды попали на один пиксель матрицы «Кеплера», влияние компаньона пришлось учесть.

Массы транзитных кандидатов были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS, HARPS-N и CARMENES.

В итоге, строение системы EPIC 249893012 выглядит так.

Родительская звезда имеет спектральный класс G8 IV и удалена от нас на 324.7 ± 4.2 пк. Она уже сошла с главной последовательности и эволюционирует в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.05 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.71 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – в 2.26 ± 0.05 светимостей Солнца. Возраст звезды достигает 9.0 ± 0.6 млрд. лет.

Внутренняя планета EPIC 249893012 b представляет собой горячую суперземлю: при радиусе ~1.95 радиусов Земли ее масса достигает 8.75 ± 1.09 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.4 ^+1.2/_-1.0 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии ~5.93 звездных радиусов, ее эффективная температура оценивается в 1616 ⁺¹⁴⁹/_-79К.

Средняя планета EPIC 249893012 c является горячим нептуном: ее масса близка к массе Урана (14.7 ± 1.9 масс Земли), средняя плотность 1.62 ± 0.3 г/куб.см, эффективная температура – 990 ⁺⁹²/_-49К. Эксцентриситеты орбит двух внутренних планет невелики (~0.06) и в пределах погрешностей совместимы с нулем.

Масса внешней планеты EPIC 249893012 d оценивается в 10.2 ± 2.5 масс Земли. При том, что ее размеры больше, чем размеры планеты c, масса меньше, меньше и средняя плотность (0.91 ± 0.25 г/куб.см). Планета d вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.22 ± 0.04 и эксцентриситетом 0.15 ^+0.21/_-0.11, ее эффективную температуру авторы оценили в 752 ⁺⁶⁹/_-37К.

Планеты системы EPIC 249893012 (показаны красным цветом и подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены также Земля и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава. Пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет промежуточного (50/50) водно-силикатного и железо-силикатного состава.

Обе внешние планеты являются типичными нептунами. Средняя плотность внутренней планеты совместима с чисто каменным составом, однако крайне маловероятно, чтобы планета b действительно состояла из одного силиката магния. Скорее всего, у нее есть железоникелевое ядро и силикатная мантия, окруженные или остатками водородной атмосферы, или водяной оболочкой (в виде закритического флюида).

В целом, авторы считают систему EPIC 249893012 интересным образцом многопланетной системы у звезды, уже сошедшей с главной последовательности, в контексте изучения ее динамической истории и общей устойчивости.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2002.01755.pdf

 

 

25 февраля 2020
Три мини-нептуна у яркой звезды HD 191939

«Кеплер» впервые показал широкую распространенность плоских многопланетных систем, в которых по диску родительской звезды проходит сразу несколько планет. Теперь открытия таких систем совершает миссия TESS, ведущая в настоящий момент фотометрический мониторинг северного неба. 11 февраля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех транзитных планет у яркой звезды HD 191939. Все они относятся к классу мини-нептунов, т.е. планет, промежуточных по своим размерам между Нептуном (радиус 3.9 радиусов Земли) и зазором Фултона (1.6-1.8 радиусов Земли). Мини-нептуны отличаются от суперземель наличием протяженной водородно-гелиевой атмосферы, чья масса может достигать нескольких процентов от массы планеты.

TESS наблюдала звезду HD 191939 на 14-19 наблюдательных секторах, т.е. с 18 июля по 24 декабря 2019 года. Правда, на 14 секторе звезда не попала на используемую область CCD-матрицы телескопа, и авторам пришлось довольствоваться данными, полученными на 15-19 секторах.

HD 191939 (TOI-1339) – звезда главной последовательности спектрального класса G8 V, удаленная от нас на 53.69 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.945 ± 0.021 солнечных радиусов, светимость составляет 0.69 ± 0.01 солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом 7 ± 3 млрд. лет и низким уровнем хромосферной активности.

Кривая блеска HD 191939 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 8.88, 28.58 и 38.36 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.37 ± 0.13, 3.22 ± 0.15 и 3.16 ± 0.11 радиусов Земли.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Кроме того, авторы подняли архивные замеры лучевой скорости HD 191939, полученные спектрографом SOPHIE в период с 27 сентября по 30 ноября 2007 года (всего 5 замеров). Массы планет измерить не удалось, но было показано, что они достоверно меньше 13 масс Юпитера. Эффективные температуры планет составляют 778 ⁺⁵⁸/_-41К, 550 ± 45К и 499 ± 12К.

Исходя из теоретических моделей строения мини-нептунов, исследователи оценили массы в планет b, c и d в 13 ± 2, 12 ± 2 и 12 ± 2 масс Земли, соответственно. Полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды в этом случае составят 2.0 ± 0.6, 1.0 ± 0.4 и 1.0 ± 0.4 м/с. Благодаря яркости родительской звезды и ее низкой активности такие величины могут быть измерены современными средствами. Нет сомнений, что это будет сделано уже в ближайшем будущем.

Измерение масс планет в этой системе может быть сделано и с помощью тайминга транзитов. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:1, а планеты c и d – к резонансу 4:3, а значит – могут влиять друг на друга достаточно заметно. Моменты наступления транзитов действительно отклоняются от линейных эфемерид на несколько минут, но их пока слишком мало, чтобы делать какие-либо определенные выводы. Авторы надеются на расширенную миссию TESS, которая обеспечит их необходимыми данными.

Планеты системы HD 191939: b , c и d (показаны красным, зеленым и желтым кружками) на плоскости «эффективная температура – радиус планеты» и «орбитальный период – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет, чьи параметры известны с точностью лучше 30%.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2002.03958.pdf

 

 

19 февраля 2020
Четыре планеты-гиганта от обзора HATSouth: легкие и не очень горячие

Измерение массы транзитных планет позволяет определить их среднюю плотность, а значит – делать выводы об их внутреннем составе. Поэтому ученые стараются измерить массу как можно большего количества транзитных экзопланет. Большинство транзитных планет было открыто космическим телескопом им. Кеплера, сейчас на орбите работает миссия TESS, уже обнаружившая более тысячи планетных кандидатов. Однако вести поиск планет можно и гораздо более скромными средствами, не покидая поверхности Земли. Многочисленными наземными транзитными обзорами уже обнаружено более трех сотен экзопланет, преимущественно горячих юпитеров.

17 февраля 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четырех планет-гигантов наземным транзитным обзором HATSouth. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых сетью из 24 одинаковых автоматических телескопов апертурой 18 см, расположенных в обсерватории Ла Кампанья (Чили), на территории гамма-обсерватории H.E.S.S. (Намибия) и в обсерватории Сайдинг-Спринг в Австралии. Наблюдательные площадки разнесены по долготе примерно на 120° (треть окружности), что позволяет наблюдать одни и те же участки небесной сферы практически круглосуточно.

После обнаружения транзитных кандидатов каждый из них проходит процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы производится методом лучевых скоростей.

Планеты, представленные в статье, вращаются вокруг оранжевых карликов – звезд, несколько меньше и легче Солнца. Сравнительно небольшие радиусы звездных дисков позволили обнаружить планеты, меньшие по размерам, чем типичные горячие юпитеры. Их массы также оказались невелики: две планеты близки по массе к Сатурну, еще две относятся к классу субсатурнов, т.е. планет, промежуточных по своим свойствам между свойствами Сатурна и Нептуна. Благодаря невысокой светимости родительских звезд все четыре планеты оказались нагреты умеренно (эффективные температуры лежат в диапазоне от 739 до 955К). Это одни из самых прохладных планет, обнаруженных наземными транзитными обзорами.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
HATS-47	301.7 ± 1.9	0.674 ± 0.016	0.656 ± 0.006	0.160 ± 0.003	8.1 +2.9/-4.3	-0.11 ± 0.04
HATS-48A	265.4 ± 1.7	0.728 ± 0.007	0.715 ± 0.004	0.196 ± 0.004	12.0 +0.4/-0.6	+0.19 ± 0.05
HATS-49	324.6 ± 2.2	0.713 ± 0.008	0.698 ± 0.006	0.164 ± 0.003	10.5 +1.4/-2.0	+0.21 ± 0.05
HATS-72	127.66 ± 0.52	0.731 ± 0.003	0.721 ± 0.002	0.219 ± 0.002	12.2 +0.3/-0.5	+0.10 ± 0.02

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет орбиты	Период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
HATS-47 b	0.0427 ± 0.0003	< 0.088	3.92280	0.37 +0.03/-0.02	1.117 ± 0.014	0.331 ± 0.027	853 ± 5
HATS-48A b	0.0377 ± 0.0001	< 0.162	3.13167	0.243 +0.02/-0.03	0.800 ± 0.015	0.589 ± 0.067	955 ± 5
HATS-49 b	0.0452 ± 0.0002	< 0.071	4.14805	0.353 +0.04/-0.03	0.765 ± 0.013	0.986 ± 0.094	835 ± 4
HATS-72 b	0.0665 ± 0.0001	< 0.013	7.32795	0.124 ± 0.004	0.722 ± 0.003	0.411 +0.015/-0.010	739 ± 2

Наиболее интересным из этой четверки является очень теплый субсатурн HATS-72 b. Он вращается вокруг древнего оранжевого карлика на расстоянии 19.8 звездных радиусов и делает один оборот за 7.328 земных суток. Средняя плотность планеты составляет около 0.41 г/куб.см – перед нами легкий газовый гигант. Благодаря относительной яркости родительской звезды и большой глубине транзита (около 1.1%) система представляет интерес для изучения свойств атмосферы умеренно нагретого субсатурна методами трансмиссионной спектроскопии.

Новые планеты (показаны треугольниками и подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветом отражена масса родительских звезд, цветовая шкала расположена справа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2002.05776.pdf

 

 

29 января 2020
L 168-9 b: горячий аналог Меркурия

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – наиболее удобный тип звезд для поиска рядом с ними небольших планет. С одной стороны, из-за меньших размеров звездных дисков красных карликов транзиты планет оказываются глубже и заметнее, чем по дискам солнцеподобных звезд. С другой стороны, из-за малой массы красных карликов они сильнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, что облегчает измерение массы транзитных кандидатов и поиск нетранзитных планет методом лучевых скоростей. Красные карлики являются одной из главных целей миссии TESS, которая охватит наблюдениями 85% небесной сферы.

28 января 2020 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика L 168-9. Планета была обнаружена TESS на 1 секторе и получила наименование TOI-134, затем звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и PFS.

L 168-9 (TOI-134, HIP 115211) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 25.150 ± 0.024 пк. Его масса оценивается в 0.62 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.60 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 6.73 ± 0.24% от светимости Солнца. Сравнительно медленное вращение (звезда делает один оборот вокруг своей оси примерно за месяц) говорит о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

При радиусе 1.39 ± 0.09 радиусов Земли масса планеты L 168-9 b достигает 4.60 ± 0.56 масс Земли, что приводит к средней плотности 9.6 ^+2.4/_-1.8 г/куб.см, говорящей о ее железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.21) на среднем расстоянии 0.0209 ± 0.00024 а.е. (~7.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.4015 ± 0.0002 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 965 ± 20К.

Планета L 168-9 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, силиката магния и железа, а также планет промежуточного состава.

Маловероятно, что L 168-9 b окружена заметной атмосферой, так что ее трансмиссионный спектр ожидается плоским. Однако эта система представляет интерес для эмиссионной спектроскопии. Регистрация вторичного минимума (уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду) позволит измерить температуру дневного полушария L 168-9 b и его альбедо, а в случае регистрации фазовой кривой – еще и построить тепловую карту дневного полушария. Это станет возможным после запуска телескопа им. Джеймса Вебба.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2001.09175.pdf

 

 

28 января 2020
Измерены массы планет в системе TOI-125

Мини-нептуны и суперземли не имеют аналогов в Солнечной системе, поэтому для изучения планет этих типов необходимо собирать статистику среди транзитных экзопланет с измеренной массой. Измерение и массы, и радиуса позволяет определить среднюю плотность планеты, оценить химический состав, а значит – выяснить, является ли планета железокаменной, содержит ли она воду или окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Одной из основных целей миссии TESS является измерение массы у, по крайней мере, 50 планет с радиусами менее 4 радиусов Земли. Как правило, TESS находит транзитных кандидатов у сравнительно ярких звезд, для которых возможно измерение массы методом лучевых скоростей. Основным инструментом для этих измерений стал высокоточный спектрограф HARPS.

27 января 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс трех планет в системе TOI-125. Система была представлена год назад, однако на момент открытия подтверждена лишь статистически (прошла процедуру валидации). Вокруг яркого оранжевого карлика спектрального класса K0 V вращается пять транзитных кандидатов разной степени достоверности с орбитальными периодами от 0.53 до 19.98 земных суток и радиусами от 1.36 до 4.2 радиусов Земли. Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитных кандидатов и измерить их массы, в период с 21 сентября 2018 года по 9 января 2019 года было получено 122 замера лучевой скорости родительской звезды со средней точностью ~1.6 м/с.

В результате удалось измерить массы трех планет из пяти. На массу внутренней планеты был наложен верхний предел, а в существовании пятого кандидата авторы вообще сомневаются. Необходимы новые наблюдения, причем с точностью, превышающей возможности HARPS. Возможно, ясность появится после наблюдений TOI-125 с помощью спектрографа ESPRESSO.

На данный момент система выглядит так.

Самая внутренняя планета TOI-125.04 остается в статусе кандидата. Ее орбитальный период – всего 0.53 земных суток, радиус – 1.36 ± 0.16 радиусов Земли. Масса планеты не превышает 1.6 масс Земли, ей соответствует верхний предел на среднюю плотность в 5.1 г/куб.см (с достоверностью 2 сигма, т.е. 95%). Это означает, что, несмотря на экстремальную близость к звезде, планета сохранила значительное количество летучих в своем составе.

Вторая планета – мини-нептун TOI-125 b с радиусом 2.726 ± 0.075 радиусов Земли, делающий один оборот за 4.6538 ± 0.0003 земных суток и нагретый до 1037 ± 11К. Его масса оказалась равной 9.5 ± 0.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.57 ± 0.33 г/куб.см. TOI-125 b вращается вокруг своей звезды по орбите с эксцентриситетом 0.19 ± 0.04, неожиданно большим для такой компактной плотно упакованной системы.

Третья планета – мини-нептун TOI-125 c с орбитальным периодом 9.1506 ± 0.0008 земных суток, близким к резонансу 2:1 с планетой b. При радиусе планеты 2.76 ± 0.1 радиусов Земли ее масса составляет всего 6.63 ± 1 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.73 ± 0.33 г/куб.см. По всей видимости, планета c содержит больше летучих элементов, чем ее более горячая «сестра», несмотря на почти одинаковые размеры. TOI-125 c вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.07 ^+0.07/_-0.05) на среднем расстоянии 0.0814 ± 0.0013 а.е., ее эффективная температура достигает 828 ± 9К.

Четвертая планета – эфемерный кандидат TOI-125.05 с орбитальным периодом ~13.28 суток и скользящим транзитом, не позволяющим толком оценить его размеры. Авторы грубо оценили радиус планеты в 4.2 ^+2.2/_-1.4 радиусов Земли. При этом масса планеты не превышает 2.7 масс Земли, что соответствует верхнему пределу на среднюю плотность в 0.38 г/куб.см. Авторы отмечают, что такая низкая средняя плотность мало правдоподобна для планеты размером с нептун, и заявляют, что не могут подтвердить достоверность этого кандидата. Возможно, что-то прояснится после расширенной миссии TESS, когда аппарат вернется к наблюдениям южного полушария небесной сферы.

Наконец, пятая планета системы TOI-125 – мини-нептун TOI-125 d с орбитальным периодом 19.980 ± 0.006 земных суток и радиусом 2.93 ± 0.17 радиусов Земли. Несмотря на умеренный нагрев (эффективная температура планеты 638 ± 7К) масса планеты достигает 13.6 ± 1.2 масс Земли, а соответствующая ей средняя плотность – 2.98 ^+0.65/_-0.52 г/куб.см. Иначе говоря, самая удаленная планета оказалась и самой плотной! TOI-125 d вращается вокруг своей звезды по орбите с заметным эксцентриситетом 0.17 ^+0.09/_-0.07.

Планеты системы TOI-125 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения звездочками показаны также Уран и Нептун. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет земного состава, 100% водных и состоящих на 95% из воды и на 5% – из водорода и гелия.

Сравнение параметров планет с моделями мини-нептунов показывает, что все три планеты состоят из железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой оболочкой массой 2-4% от полной массы планеты. Не исключено и наличие водной мантии (в виде закритического флюида и высокотемпературных льдов). Благодаря яркости родительской звезды все три планеты будут хорошей целью для изучения свойств атмосфер методом трансмиссионной спектроскопии с помощью космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2001.08834.pdf

 

 

25 января 2020
HD 19916 b: субсатурн на 18.4-дневной орбите у яркой звезды

Планеты Солнечной системы дают наглядное представление о нескольких типах планет (железокаменные аналоги Земли, нептуны, газовые гиганты), однако не обо всех. Некоторые широко распространенные типы планет в Солнечной системе отсутствуют – например, суперземли и мини-нептуны. Также здесь нет планет с радиусами, промежуточными между радиусами Урана и Сатурна (т.е. в диапазоне 5-8 радиусов Земли), притом, что распространенность таких планет примерно вдвое выше, чем распространенность газовых гигантов (по крайней мере, с орбитальными периодами 5-100 суток). Между тем субсатурны – ключ к пониманию процессов формирования, эволюции и миграции газовых гигантов в целом.

22 января 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного субсатурна у яркой звезды HD 19916. Транзитный кандидат был открыт миссией TESS на 3 и 4 секторах и получил наименование TOI-257.01. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

HD 19916 (HIP 14710, TOI-257) – звезда спектрального класса F9, удаленная от нас на 77.1 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.39 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.88 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 4.4 ± 0.3 раза превышает солнечную. По всей видимости, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Возраст HD 19916 был оценен методами астросейсмологии и составил 3.46 ± 0.43 млрд. лет.

При радиусе 0.626 ± 0.013 радиусов Юпитера (~7 радиусов Земли) масса планеты HD 19916 b оказалась равной 0.134 ± 0.023 масс Юпитера (42.6 ± 7.3 масс Земли). Этот субсатурн вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.153 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.06, и делает один оборот за 18.3883 ± 0.0007 земных суток. Средняя плотность планеты (0.67 ± 0.13 г/куб.см) близка с средней плотности Сатурна, эффективная температура достигает 1033 ± 19К.

Планета HD 19916 b (показана красным цветом) на плоскости «радиус – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены также Уран, Нептун и Сатурн.

При анализе колебаний лучевой скорости звезды помимо 18.4-суточного RV-сигнала, вызванного планетой b, был обнаружен сигнал с периодом 71.0 ± 0.9 суток и полуамплитудой 8.7 ± 1.7 м/с, с высокой вероятностью принадлежащий другой планете. Однако авторы исследования не приводят ее параметры, но заявляют о своем намерении продолжить наблюдения и повысить надежность данных. Возможно, заметный эксцентриситет орбиты планеты b вызван как раз гравитационными возмущениями со стороны второй (не транзитной) планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2001.07345.pdf

 

 

14 января 2020
HD 80653 b: планета в звездной короне

Планетами с ультракороткими периодами (аббревиатура по-английски – USP) называют планеты, которые совершают один оборот вокруг своей звезды менее чем за сутки. Как правило, радиусы таких планет меньше 2 радиусов Земли, а состав преимущественно железокаменный. Происхождение этих тел до сих пор неясно – возможно, часть из них являются огарками горячих нептунов, утративших летучие элементы, а часть изначально сформировалась как планеты земного типа.

8 января 2020 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты с ультракоротким периодом у звезды HD 80653. Планета была обнаружена «Кеплером» во время 16-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, подтверждение планетного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

HD 80653 (EPIC 251279430) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2, удаленная от нас на 109.86 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.18 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.22 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.67 раза превышает солнечную. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.24 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 80653 составляет 2.7 ± 1.2 млрд. лет.

При радиусе 1.613 ± 0.071 радиусов Земли масса планеты HD 80653 b достигает 5.60 ± 0.43 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.4 ± 1.1 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0166 ± 0.0003 а.е. (~2.92 звездных радиуса!) и делает один оборот за 0.71957 ± 0.00002 земных суток (17 часов 16 минут). Эффективная температура дневного полушария планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) равна 2478 ± 32К, но возможно, в действительности она еще выше. На кривой блеска HD 80653 прорисовался очень слабый вторичный минимум глубиной 8.1 ± 3.7 ppm . Если этот минимум реален, дневное полушарие планеты раскалено до 3480 ± 300К и представляет собой сплошной лавовый океан.

Планета HD 80653 b (подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массой меньше 20 масс Земли и радиусом меньше 2.75 радиусов Земли. Для сравнения синими звездами показаны также Земля и Венера. Цветом представлен уровень освещенности в единицах освещенности на земной орбите. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Размытая серая горизонтальная полоса маркирует собой зазор Фултона, разделяющий суперземли и мини-нептуны.

Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф ~0.17 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одной планеты на широкой орбите. Через 150 суток наблюдений приращение скорости замедлилось до нуля, возможно, очерчивая экстремум кеплеровской кривой. Если в дальнейшем приращение скорости звезды сменит знак, орбитальный период внешней планеты будет лежать в интервале 260-400 суток, а ее минимальная масса составит 0.35-0.50 масс Юпитера. Для подтверждения наличия внешней планеты и определения ее параметров необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2001.02217.pdf

 

 

10 января 2020
Трехпланетная система TOI-700 включает в себя аналог Земли

За последнее десятилетие достигнут значительный прогресс в обнаружении небольших (размерами меньше Нептуна) планет в обитаемой зоне других звезд. Исторически первой такой планетой стала Kepler-22 b, однако поскольку ее радиус составляет ~2.3 радиуса Земли, крайне маловероятно, что она является планетой земного типа. Позже «Кеплер» обнаружил в обитаемой зоне еще несколько планет с радиусами 1.4-1.7 радиусов Земли (например, Kepler-69 c, Kepler-62 e, f), но и они слишком велики, чтобы считаться аналогами Земли. Первой по-настоящему землеразмерной планетой в обитаемой зоне стала Kepler-186 f с радиусом 1.11 ± 0.14 радиусов Земли и температурным режимом Марса. К сожалению, удаленность (~179 пк) этой интересной системы и тусклость родительской звезды (+14.63) сильно затрудняют их изучение.

Наиболее удобны в поисках аналогов Земли близкие и сравнительно яркие красные карлики. Благодаря небольшим размерам дисков этих звезд транзиты планет оказываются глубже и заметнее, чем транзиты по дискам солнцеподобных звезд. Из-за своей малой массы красные карлики сильнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, что облегчает измерение массы транзитных кандидатов методом лучевых скоростей.

Для поиска небольших планет у близких красных карликов было организовано несколько наблюдательных программ – транзитные обзоры MEarth и TRAPPIST, а также основанные на методе лучевых скоростей Pale Red Dot и SPECULOOS. В результате их деятельности было открыто несколько интереснейших систем, в том числе планета в обитаемой зоне у ближайшей к Солнцу звезды Проксима Центавра и семипланетная система TRAPPIST-1. Однако и Проксима, и TRAPPIST-1 являются тусклыми, но активными звездами с мощными вспышками, регулярно стерилизующими поверхность своих планет.

7 января 2020 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу три статьи, посвященные трехпланетной системе TOI-700. Система была обнаружена миссией TESS и прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения). Третья планета в этой системе TOI-700 d имеет размеры, лишь немного превышающие земные, при этом получая 86 ⁺¹⁹/_-15% той энергии, что получает Земля от Солнца. Что важно – TOI-700 является очень спокойной звездой с низким уровнем активности.

Этот красный карлик спектрального класса M2 V удален от нас на 31.127 ± 0.02 пк. Масса звезды оценивается в 0.416 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.42 ± 0.03 солнечных радиуса, светимость составляет 2.33 ± 0.11% от светимости Солнца. Судя по медленному вращению и низкому уровню хромосферной активности, TOI-700 отличается зрелым возрастом, гарантированно превышающим 1.5 млрд. лет.

По счастливой случайности TOI-700 находится всего в 3° от южного полюса эклиптики, в области неба, где отдельные сектора TESS перекрываются. Благодаря этому телескоп снимал фотометрию этой звезды почти год (на 11 секторах из 13). Длительное время наблюдений позволило обнаружить три транзитных кандидата с периодами 9.977, 16.051 и 37.426 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.01 ± 0.09, 2.63 ± 0.24 и 1.19 ± 0.11 радиусов Земли, соответственно.

Валидация этой системы была проведена очень тщательно. Для исключения возможных затменно-переменных двойных фона в качестве источников транзитных сигналов исследователи получили снимки высокого разрешения окрестностей TOI-700 на 8.1-метровом телескопе Gemini. Кроме того, они подняли архивные снимки звезды, полученные в 1982, 1989 и 1996 годах. Поскольку звезда довольно быстро движется по небу (на 191.7 угловых миллисекунд в год), за эти годы она успела сместиться на ~7 угловых секунд. На снимках 80-х годов прошлого века в точке, где звезда находится сейчас, нет никаких источников, способных имитировать транзитные сигналы. Данные, полученные «Гайей», тоже свидетельствуют о том, что TOI-700 является одиночной. Спектры высокого разрешения не показывают никаких следов двойственности. Наконец, независимые наблюдения транзитов TOI-700 d на «Спитцере» исключили последний возможный источник ложнопозитивов – инструментальные артефакты TESS.

Все три планеты вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам (эксцентриситеты ~0.03, в пределах погрешностей совместимые с нулем) на расстоянии 0.0637 ± 0.0064, 0.0925 ± 0.009 и 0.163 ± 0.015 а.е., соответственно. Температурный режим планеты b близок к температурному режиму Меркурия, скорее всего, она является горячим аналогом Венеры. Планета c по своим размерам – типичный мини-нептун. Наконец, планета d – наиболее полный аналог Земли из известных на данный момент.

Проанализировав небольшие отклонения времени наступления транзитов планет в этой системе от линейных эфемерид, авторы получили верхние пределы на их массы в 2.9, 6.5 и 5.1 масс Земли, соответственно.

Строение системы TOI-700 (вверху) и ее сравнение с Солнечной системой и системами Kepler-186, LHS-1140 и TRAPPIST-1 (внизу). Темно-серым цветом показано положение консервативной обитаемой зоны, светло-серым – положение оптимистичной обитаемой зоны.

Можно ли измерить массы планет в этой системе методом лучевых скоростей? Полуамплитуды колебаний лучевой скорости, наводимые на родительскую звезду, оцениваются для планет b, c и d в 0.57 м/с, 3.4 м/с и 0.59 м/с (с погрешностью 20%). Если массу средней планеты еще можно попытаться измерить современными средствами (например, с помощью спектрографа HARPS), то с планетами b и d придется ждать спектрографов нового поколения.

Еще одной возможностью остается тайминг транзитов. С 4 июля 2020 года начинается расширенная миссия TESS, когда телескоп снова будет наблюдать южную полусферу. Наблюдения в новой «быстрой» моде (каждые 20 секунд) позволят точнее определять моменты наступления транзитов. При удачном стечении обстоятельств можно будет определить массы трех транзитных планет системы TOI-700 и поискать там дополнительные не транзитные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2001.00952.pdf
https://arxiv.org/pdf/2001.00954.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