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

24 декабря 2010
Четыре планеты-гиганта от Женевской группы
прямая ссылка на эту новость

20 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы об открытии четырех новых планет, открытых на Южно-европейской обсерватории (Чили) с помощью спектрометра HARPS. Все планеты были открыты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Звезда HD 1690 удалена от Солнца на 310 ± 100 пк. Это красный гигант спектрального класса K1 III, чья масса оценивается в 1.09 ± 0.15 масс Солнца, радиус достигает 16.7 ± 3.6 радиусов Солнца, а светимость близка к 33 солнечным. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 6.7 ± 3.2 млрд. лет.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 1690 b составляет 6.1 ± 0.9 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.3 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.64 ± 0.04, и делает один оборот за 533 ± 1.7 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.47 а.е. в перицентре до 2.13 а.е. в апоцентре.
Если наклонение орбиты i окажется меньше 28°, истинная масса HD 1690 b превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом.

HD 25171 удалена от Солнца на 55 ± 1.5 пк. Это звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, чья масса оценивается в 1.09 ± 0.03 масс Солнца, а светимость составляет 1.89 солнечных. Звезда HD 25171 также отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их на 30% меньше, чем на Солнце. Возраст звезды оценивается в 4.0 ± 1.6 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 25171 b - 0.95 ± 0.1 масс Юпитера. Планета вращается по близкой к круговой орбите с большой полуосью 3.02 ± 0.16 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ± 0.06, и делает один оборот за 1845 ± 167 земных суток. Температурный режим планеты близок к температурному режиму пояса астероидов в Солнечной системе.

Звезда HD 113538 удалена от Солнца на 15.8 ± 0.4 пк. Это поздний оранжевый карлик спектрального класса K9 V, чья масса оценивается в 0.7 ± 0.1 масс Солнца, а светимость составляет всего 0.09 солнечной. Рядом с этой звездой было открыто сразу две планеты, внутренняя HD 113539 b и внешняя HD 113539 с.
Минимальная масса внутренней планеты - 0.27 ± 0.08 масс Юпитера (т.е. сравнима с массой Сатурна). Она вращается вокруг родительской звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.71 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.61 ± 0.11, и делает один оборот за 263.3 ± 2.3 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.28 а.е. в перицентре до 1.14 а.е. в апоцентре, т.е. в 4 раза. Температурный режим HD 113539 b меняется от температурного режима Земли до температурного режима дальнего края пояса астероидов.
Минимальная масса внешней планеты - 0.71 ± 0.06 масс Юпитера. Орбита HD 113539 с также отличается заметным эксцентриситетом - 0.32 ± 0.06, большая полуось орбиты близка к 2.43 а.е., орбитальный период составляет 1657 ± 48 земных суток.
Эксцентричные орбиты планет в этой системе резко отличаются от орбит планет нашей Солнечной системы. По всей видимости, система HD 113538 претерпела возмущение со стороны одной из близких звезд или случай планет-планетного рассеяния. Не исключен и другой вариант: планет в этой системе на самом деле больше, и их совместное влияние на звезду создает иллюзию эксцентричных орбит. Какая из версий ближе к истине, покажут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1012/1012.3830v1.pdf

 

 

19 декабря 2010
Новый транзитный горячий гигант Qatar-1 b
прямая ссылка на эту новость

Успех обзорных проектов, посвященных поиску внесолнечных планет методом транзитов (среди которых самыми успешными являются SuperWASP и HATNet), побуждает международные научные коллективы поддержать почин и присоединиться к поискам, что можно только приветствовать: небо большое, и планет хватит на всех. Одним из сравнительно новых проектов в этой области является Проект Алсубаи (Alsubai`s Project). Организатором проекта явился Калид Алсубаи (Khalid Alsubai), гражданин Катара, который собрал группу известных и опытных специалистов по поиску экзопланет.

Проект Алсубаи основан на работе пяти автоматических телескопов, один из которых (с апертурой 200 мм) покрывает поле зрения 11х11 градусов, а четыре других (с апертурой 400 мм) - поле 5.5х5.5 градусов каждый, которые мозаикой 2х2 покрывают поле первого телескопа. Вся система измеряет кривые блеска звезд от 8 до 15 звездной величины, попавших в поле зрения , с целью поиска транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска, вызванных прохождением планеты по диску родительской звезды. Физическая природа каждого транзитного кандидата исследуется дополнительно. Обычно только незначительная часть кандидатов оказывается планетами. Так, из первых 28 кандидатов, полученных Проектом Алсубаи, планетой оказался только один - горячий гигант Qatar-1 b.

Qatar-1 (3UC311-087990) - звезда главной последовательности спектрального класса K (K4 V - K6 V). Ее масса оценивается в 0.85 ± 0.03 масс Солнца, радиус - 0.823 ± 0.025 радиусов Солнца, светимость близка к 0.35 солнечным. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее видимой звездной величины +12.84 его можно грубо оценить в 240 пк. Qatar-1 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно на 60% больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды превышает 6 млрд. лет.

Истинная (не минимальная) масса планеты Qatar-1 b оценивается в 1.09 ± 0.8 масс Юпитера, радиус - в 1.164 ± 0.045 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.69 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 58 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0234 ± 0.0003 а.е. (6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.420033 ± 0.000016 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1399 ± 42К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1012/1012.3027v1.pdf

 

 

15 декабря 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-41 b
прямая ссылка на эту новость

Группа SuperWASP продолжает публиковать сведения о новых планетах, открытых в рамках работы этого успешного обзора. 14 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-41 b.
Звезда WASP-41 (она же TYC 7247-587-1) удалена от Солнца на 180 ± 60 пк. Ее спектральный класс G8 V, масса оценивается в 0.94 ± 0.03 масс Солнца, радиус - в 0.91 ± 0.05 радиусов Солнца, светимость составляет примерно 0.65 солнечных. Возраст звезды оценивается в 1.8 млрд. лет.
WASP-41 b - типичный горячий гигант с массой, равной 0.92 ± 0.07 масс Юпитера и радиусом 1.21 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.65 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 52 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.04 а.е. (9.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.052 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1235 ± 50К.


Рисунок показывает распределение по небесной сфере всех известных транзитных планет. Черными кружками показаны планеты, открытые SuperWASP, синими треугольниками - обзором HATNet, зелеными пушинками - все остальные транзитные планеты. Красным показаны области наблюдения космических телескопов COROT и Kepler

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1012/1012.2977v1.pdf

 

 

14 декабря 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-34 b
прямая ссылка на эту новость

13 декабря группа европейских астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, объявили об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-34 b.
Звезда WASP-34 удалена от Солнца на 120 ± 15 пк. Ее спектральный класс G5, масса оценивается в 1.01 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.93 ± 0.12 радиусов Солнца, светимость близка к 0.86 солнечным. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды также близко к солнечному значению. Возраст звезды превышает 5 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-34 b составляет 0.59 ± 0.01 масс Юпитера, радиус равен 1.22+0.11/-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.45 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 42 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0524 ± 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.038 ± 0.012, и делает один оборот за 4.317678 ± 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1250 ± 30 К.
Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф 55 ± 4 м/с за год, что говорит о присутствии в системе еще одного небесного тела на более широкой орбите. Чем является это тело – маломассивной звездой, коричневым карликом или еще одной планетой, покажут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1012/1012.2278v1.pdf

 

 

8 декабря 2010
Четвертая планета в системе HR 8799
прямая ссылка на эту новость

23 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских ученых об открытии четвертой (самой внутренней) планеты в системе HR 8799 (HD 218396). Открытие было сделано путем непосредственного получения изображений экзопланеты в инфракрасных лучах на обсерватории им. Кека.

Звезда HR 8799 удалена от Солнца на 39.4 ± 1 пк. Это молодая звезда спектрального класса A5 V, чей возраст оценивается одними авторами в 60 млн. лет (с учетом погрешностей, в 30-160 млн. лет), а другими - в 30 млн. лет (с учетом погрешностей - в 20-50 млн. лет). Ее масса в полтора раза превышает массу Солнца, светимость близка к 5 солнечным.
В 2008 году рядом с этой звездой были открыты три массивные планеты, чьи массы оценивались в 10 ± 3 масс Юпитера, а расстояния от звезды составляли 24, 38 и 68 а.е. Из-за своей крайней молодости и высокой массы планеты оказались нагреты до температуры 1000-1100 К и были непосредственно зафиксированы на снимках, сделанных в близком инфракрасном диапазоне.

В 2009-2010 годах на телескопе Кек II были получены новые снимки окрестностей звезды HR 8799. Кроме уже известных планет b, c и d на снимках обнаружился новый тусклый объект e, расположенный еще ближе к звезде (на расстоянии 0.368 ± 0.009 угловых секунд, что для расстояния 39.4 пк соответствует линейному расстоянию 14.5 ± 0.5 а.е.). Сравнение снимков, сделанных на протяжении 9 месяцев, показало, что объект e движется в пространстве вместе со звездой, а значит, не является объектом заднего фона. Более того, было зафиксировано его движение по орбите вокруг HR 8799!


Инфракрасные снимки окрестностей звезды HR 8799, на которых видна четвертая планета HR 8799 e

Параметры планет системы HR 8799 заметно зависят от принятого возраста системы. Если возраст HR 8799 близок к 60 миллионам лет, масса планет b, c, d и e составляют, соответственно, 7, 10, 10 и 10 масс Юпитера. Если же верны другие оценки возраста (около 30 миллионов лет), то при той же светимости планеты должны быть существенно легче: 5, 7, 7 и 7 масс Юпитера. Численное моделирование орбитального движения всех четырех планет показало, что к истине ближе вторая оценка: в случае массивных планет орбита на расстоянии 14.5 а.е. от звезды оказывается неустойчивой, тогда как для более легких планет она, напротив, устойчива. HR 8799 e движется вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите и делает один оборот примерно за 50 лет, причем планеты c, d и e находятся в орбитальном резонансе 1:2:4 (за интервал, в течение которого планета c делает один оборот, планета d делает два, а планета e - четыре).


Сравнение планетной системы HR 8799 с нашей Солнечной. Обе планетные системы приведены к одному масштабу согласно количеству энергии, получаемому планетами от звезды. Из-за более высокой светимости HR 8799 ее планетная система оказывается примерно в 2.3 раза более протяженной - при этом расположение четырех планет очень напоминает расположение планет-гигантов Солнечной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1011/1011.4918.pdf

 

 

8 декабря 2010
Новый транзитный горячий гигант низкой плотности WASP-31 b
прямая ссылка на эту новость

30 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы ученых, работающих в рамках проекта SuperWASP, об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-31 b.

Звезда WASP-31 (2MASS 11174536-1903171) удалена от Солнца примерно на 400 пк. Ее спектральный класс F7 V или F8 V, масса оценивается в 1.16 ± 0.03 масс Солнца, радиус - в 1.24 ± 0.04 радиусов Солнца, светимость близка к 2.8 солнечным. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-31 b составляет 0.48 ± 0.03 масс Юпитера, при этом ее радиус достигает 1.537 ± 0.06 (!) радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.176 ± 0.023 г/куб.см и второй космической скорости около 33.5 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.04657 ± 0.00034 а.е. (8 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.405909 ± 0.000005 земных суток. Авторы оценивают температуру планеты в 1568 ± 33К.

Что приводит к такому большому радиусу (и, соответственно, низкой средней плотности) WASP-31 b - пока неясно. Лишь одна экзопланета обладает средней плотностью, еще более низкой - это WASP-17 b. Существующие модели внутреннего строения экзопланет, хорошо описывающие другие горячие гиганты, предсказывают для этих двух планет радиус, на 0.3 радиуса Юпитера меньший наблюдаемого. Что заставляет раздуваться протяженную атмосферу неплотных планет - неизвестно, хотя уже предложено несколько гипотез (рассеяние приливной энергии, результат взаимодействия с магнитным полем близкой звезды и пр.)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1011/1011.5882v1.pdf

 

 

4 декабря 2010
Четвертая планета в системе Упсилон Андромеды
прямая ссылка на эту новость

Группа мексиканских астрономов объявила об открытии четвертой (внешней) планеты в системе Упсилон Андромеды (HD 9826). Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Упсилон Андромеды - одна из самых первых обнаруженных людьми внесолнечных планетных систем. Она расположена на расстоянии 13.47 ± 0.13 от Солнечной системы, ее родительская звезда немного массивнее и горячее Солнца и легко видна невооруженным глазом (видимая звездная величина +4.09). Светимость звезды упсилон Андромеды в 3.5 раза больше светимости Солнца, ее возраст оценивается в 3.8 млрд. лет. Она входит в состав широкой звездной пары: на расстоянии 750 а.е. от нее находится красный карлик спектрального класса M4.5 V.

Первой планетой, открытой в этой системе, стал горячий гигант упсилон Андромеды b (1996 год), через три года были обнаружены эксцентричный теплый гигант упсилон Андромеды с и эксцентричный холодный гигант упсилон Андромеды d. Строение этой планетной системы резко отличалось от строения нашей собственной - орбиты планет обладали достаточно высоким эксцентриситетом, гравитационное взаимодействие планет друг с другом сильно возмущало их орбиты. В мае 2010 года было обнаружено, что плоскости орбит планет c и d наклонены друг к другу на 30° (ситуация, совершенно немыслимая в Солнечной системе, где плоскости орбит всех крупных планет близки к плоскости эклиптики).
В отличие от орбит планет c и d, орбита четвертой, самой внешней планеты упсилон Андромеды d оказалась почти круговой (эксцентриситет ~ 0.005, что меньше эксцентриситета орбиты Земли!) Минимальная масса внешней планеты (параметр m sin i) равна 1.06 ± 0.03 масс Юпитера, большая полуось орбиты близка к 5.25 а.е., орбитальный период составил 3849 ± 1 земных суток (чуть больше десяти лет). Из-за большей, чем у Солнца, светимости родительской звезды температурный режим внешней планеты соответствует температурному режиму пояса астероидов.

Информация получена: http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2011/01/aa15693-10/aa15693-10.html

 

 

3 декабря 2010
Третья транзитная планета в системе Kepler-9
прямая ссылка на эту новость

Группа американских астрофизиков, работающих с фотометрическими данными, полученными космическим телескопом им. Кеплера, объявила об открытии третьей транзитной планеты в системе звезды Kepler-9.
2 сентября я уже писала об этой интересной системе, включающей в себя две транзитные планеты с массами, близкими к массе Сатурна. Еще тогда помимо двух четких транзитных сигналов от обеих планет, составляющих 6.5 и 6.0 mmag (mmag = 1/1000 звездной величины), ученые зарегистрировали третий транзитный сигнал глубиной всего 0.2 mmag, говорящий о возможном наличии в системе небольшой планеты земного типа.
Однако малая масса планеты и относительная тусклость звезды Kepler-9 (ее видимая звездная величина составляет +13.9) не позволили подтвердить планетную природу третьего кандидата методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
В течение последующих месяцев американские астрономы тщательно изучали другие гипотезы, могущие привести к появлению на кривой блеска звезды третьего транзитного сигнала. Среди этих гипотез были рассмотрены:
- двойная затменно-переменная звезда заднего фона,
- иерархическая тройная звездная система,
- одиночная транзитная планета заднего фона,
и другие. Последовательно исключив их все, ученые пришли к выводу, что третий транзитный сигнал все-таки принадлежит системе Kepler-9 и вызывается горячей землей Kepler-9 d.
Планета Kepler-9 d имеет радиус 0.147 +0.015/-0.011 радиусов Юпитера или 1.64 +0.19/-0.14 радиусов Земли. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 5-6 звездных радиусов и делает один оборот за 1.59285 ± 0.00005 земных суток. Авторы открытия оценили ее эффективную температуру в 2026 ± 60К. Наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Скорее всего, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Масса планеты пока не известна. Исходя из моделей суперземель, ее грубо оценили в 0.022 масс Юпитера или 7 масс Земли. Если это действительно так, то она должна вызывать колебания лучевой скорости своей звезды амплитудой 2.3 м/сек. Пока нет возможности измерить столь низкую скорость у столь тусклой звезды (хотя для более ярких звезд точность измерения лучевой скорости может достигать 0.5-1 м/сек).

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/727/1/24/pdf/0004-637X_727_1_24.pdf

 

 

27 ноября 2010
Новые планеты в системах HD 177830 и HD 99492
прямая ссылка на эту новость

20 ноября я уже писала о статье членов Калифорнийской группы, посвященной наблюдениям за пятью сравнительно яркими звездами, чьи лучевые скорости тщательно измерялись в течение нескольких лет. У двух из этих звезд были впервые обнаружены планеты, у еще двух к уже известным планетам прибавились новые.

Звезда HD 177830 - оранжевый субгигант из созвездия Лиры, чья масса оценивается в 1.47 солнечных масс, радиус - в 2.62 ± 0.06 солнечных радиусов, а светимость в 4.84 ± 1 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 3.5 раза больше, чем на Солнце! Возраст звезды оценивается в 2.2-6.6 млрд. лет.
Еще в 1999 году рядом с HD 177830 был обнаружен эксцентричный теплый гигант HD 177830 b с минимальной массой 1.28 масс Юпитера и большой полуосью орбиты 1 а.е., делающий один оборот за 391 земные сутки. Эксцентриситет орбиты этой планеты достигал 0.43, расстояние между планетой и звездой менялось от 0.57 а.е. в перицентре до 1.43 а.е. в апоцентре.
За 15 лет наблюдений на обсерватории им. Кека было получено 88 замеров лучевой скорости звезды с погрешностью около 1 м/сек, что позволило обнаружить вторую (внутреннюю) планету и существенно пересмотреть параметры первой. Минимальная масса планеты HD 177830 c оказалось равной 0.15 масс Юпитера или 48 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эксцентричной орбите с большой полуосью 0.5137 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.3495 ± 0.0002, и делает один оборот за 110.9 ± 0.3 земных суток.
С учетом влияния второй планеты эксцентриситет орбиты первой упал практически до нуля! Теперь ее параметры таковы: минимальная масса 1.49 ± 0.01 масс Юпитера, большая полуось орбиты 1.2218 ± 0.0003 а.е., эксцентриситет 0.01 ± 0.04, орбитальный период 406.63 ± 0.08 земных суток. Замечу, что это далеко не первый случай в истории исследований экзопланет, когда с открытием дополнительных планет эксцентриситет уже известных оказывался существенно меньше.
Авторы открытия численно промоделировали движение планет в этой системе и нашли ее устойчивой по крайней мере на протяжении одного миллиона лет.

Звезда HD 99492 - оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от Солнца на 18 пк. Ее масса оценивается в 0.83 масс Солнца, радиус - в 0.96 ± 0.11 радиусов Солнца, светимость составляет 0.42 ± 0.06 солнечных. HD 99492 также отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 2.3 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 4 млрд. лет.
В 2004 году рядом с HD 99492 был обнаружен очень теплый нептун HD 99492 b с минимальной массой 0.109 ± 0.013 масс Юпитера (примерно 35 масс Земли), большой полуосью орбиты 0.123 ± 0.007 а.е., эксцентриситетом 0.25 ± 0.09 и орбитальным периодом около 17 земных суток.
За 14 лет наблюдений было сделано 93 замера лучевой скорости этой звезды. Помимо уже известного очень теплого нептуна американские астрономы обнаружили рядом с ней аналог нашего Сатурна с минимальной массой 0.36 ± 0.02 масс Юпитера, большой полуосью орбиты 5.4 ± 0.1 а.е., эксцентриситетом 0.106 ± 0.006 и орбитальным периодом 4970 ± 149 земных суток (13.6 ± 0.4 лет).
С учетом влияния второй планеты параметры первой тоже слегка изменились: минимальная масса снизилась до 0.087 ± 0.002 масс Юпитера (28 масс Земли), эксцентриситет орбиты тоже упал до 0.128 ± 0.003.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1011/1011.4068v1.pdf

 

 

23 ноября 2010
Открыт горячий гигант рядом с древней звездой внегалактического происхождения
прямая ссылка на эту новость

За последние 15 лет астрономы открыли более 500 внесолнечных планет. Большинство из них вращается вокруг сравнительно близких звезд главной последовательности (к ним относится и наше Солнце), отличающихся повышенным содержанием тяжелых элементов. Новая планета HIP 13044 b, обнаруженная европейскими учеными, резко выбивается из общего ряда сразу по нескольким показателям:
- она находится рядом с очень древней звездой (возраст HIP 13044 превышает 9 млрд. лет), которая содержит в 123 раза (!) меньше тяжелых элементов, чем входит в состав Солнца,
- эта звезда уже миновала стадию красного гиганта и находится на горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга-Ресселя. В ее недрах горит гелий и вызревает углеродно-кислородный белый карлик,
- звезда входит в состав так называемого потока Хелми, что говорит о ее внегалактическом происхождении. Несколько миллиардов лет назад наша Галактика поглотила близкую карликовую галактику, чьи звезды вошли в состав Млечного Пути, сохранив при этом близкие скорости, отличающиеся от скоростей звезд галактического диска по величине и направлению. Это говорит о том, что планета HIP 13044 b также имеет внегалактическое происхождение!

Звезда HIP 13044 удалена от Солнца на 701 ± 20 пк. Ее спектральный класс F2 D, масса оценивается в 0.8 ± 0.1 масс Солнца, радиус достигает 6.7 ± 0.3 радиусов Солнца, светимость близка к 53 солнечным.
Минимальная масса планеты HIP 13044 b составляет 1.25 ± 0.05 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.116 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.05, и делает один оборот за 16.2 ± 0.3 земных суток. В перицентре (0.087 а.е.) планета приближается к своей звезде на расстояние, меньшее одного звездного диаметра! HIP 13044 b должна быть очень горячей как из-за мощного облучения звездным светом, так и из-за рассеяния приливной энергии.

Будущее планеты HIP 13044 b незавидно. Спустя некоторое (сравнительно небольшое по космическим меркам) время ее родительская звезда вновь раздуется и превратится в красный сверхгигант. Планета будет поглощена звездой и прекратит свое существование. Достаточно высокая скорость вращения HIP 13044, превышающая обычную скорость вращения звезд этого типа, говорит о том, что звезда, возможно, уже поглотила одну или несколько своих внутренних планет, включив их вещество в свой состав и получив приращение момента импульса.
Тот факт, что планеты обнаруживаются, в том числе, у очень старых низкометалличных звезд, говорит о раннем начале планетогенеза и о широкой распространенности планетных систем во Вселенной.

Информация получена: http://www.eso.org/public/news/eso1045/
http://www.sciencemag.org/content/early/2010/11/17/science.1193342

 

21 ноября 2010
Массивная планета рядом с катаклизмической двойной DP Льва
прямая ссылка на эту новость

17 ноября группа немецких астрономов объявила об открытии массивной планеты или легкого коричневого карлика у затменной двойной звезды DP Льва. Открытие было сделано методом тайминга затмений.
DP Льва - тесная двойная звезда, состоящая из белого карлика массой 0.6 солнечных и красного карлика массой 0.1 солнечной, вращающихся друг вокруг друга с периодом всего 89.9 минут. Красный карлик переполняет свою полость Роша и теряет вещество, захватываемое белым карликом. Общий блеск системы является суммой блеска белого карлика, яркого горячего пятна на его поверхности, вызванного падением вещества маломассивной звезды, и аккреционной струи. Наклонение орбиты звезд к лучу зрения составляет 79.5 градусов.
Указанная группа товарищей наблюдала звезду DP Льва с помощью 1.2-метрового телескопа на обсерватории им. МакДональда (McDonald Observatory) с 24 марта 2009 года по 19 февраля 2010 года. Они измерили моменты середины 53 затмений и еще одного затмения, случившегося 12 июля 2010 года. Также авторы изучили данные наблюдений этой звезды, полученные другими коллективами, начиная с 1979 года. Как оказалось, реальные моменты затмений периодически отклонялись от предвычисленных, что указывало на наличие в системе третьего тела.
Итак, минимальная масса (параметр m sin i) планеты DP Льва b оценивается в 6 ± 0.5 масс Юпитера. Объект вращается вокруг тесной пары звезд по эллиптической орбите с большой полуосью 8.2 ± 0.4 а.е., эксцентриситетом 0.39 ± 0.13, и делает один оборот за 10230 ± 730 земных суток (примерно 28 ± 2 лет). Расстояние от планеты до барицентра системы меняется от 5 а.е. в перицентре до 11.4 а.е. в апоцентре. Если наклонение его орбиты к лучу зрения окажется меньше 28°, реальная масса объекта превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом.
Как могла сформироваться тесная пара "красный карлик + белый карлик"? Оказывается, предком этой системы являлась пара звезд, одна из которых была подобна Солнцу, а вторая - маломассивным красным карликом. Когда более массивная звезда покинула главную последовательность и начала превращаться в красный гигант, вторая звезда начала как скальпелем "срезать" раздувающую атмосферу своей соседки, формируя общую газовую оболочку. При этом звезды теряли свой угловой момент и по спирали приближались друг к другу. В конце концов, недра солнцеподобной звезды, сжавшись, превратились в гелиевый белый карлик, а богатая водородом общая оболочка рассеялась в пространстве.
Авторы отмечают, что планета вокруг DP Льва могла образоваться как в протопланетном диске одновременно со звездами, так и позже – в диске на стадии общей оболочки. Какой из сценариев верен, покажет будущее.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1011/1011.3905v1.pdf

 

 

20 ноября 2010
Эксцентричный прохладный сатурн и теплый гигант от Калифорнийской группы
прямая ссылка на эту новость

Калифорнийская группа продолжает радовать нас своими новыми открытиями. 17 ноября в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья членов этого научного коллектива о результатах наблюдений за пятью сравнительно яркими звездами, чьи лучевые скорости с высокой точностью измерялись с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека в течение нескольких лет. Рядом с тремя из этих звезд находятся уже известные планетные системы (и их параметры уточнены), о двух планетных системах сообщается впервые.

Звезда HD 31253 (HIP 22826) удалена от Солнца на 54 ± 3.5 пк. Ее спектральный класс F8, масса составляет 1.23 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 1.71 ± 0.17 радиусов Солнца, светимость оценивается в 3.3 ± 0.4 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила, возраст оценивается в 3 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 31253 b (параметр m sin i) оценивается в 0.5 ± 0.07 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.26 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.2, и делает один оборот за 466 ± 3 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.88 а.е. в перицентре до 1.64 а.е. в апоцентре. Ее температурный режим в среднем соответствует температурному режиму Венеры.

Звезда HD 218566 (HIP 114322, GJ 4313) удалена от Солнца на 30 ± 1 пк. Ее спектральный класс K3 V, масса оценивается в 0.85 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость составляет 0.35 ± 0.03 солнечных. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов - их в 2.4 раза больше, чем на Солнце! Возраст HD 218566 оценивается в 8.5 млрд. лет. Звезда приближается к Солнечной системе со скоростью 40.9 км/сек.
Минимальная масса планеты HD 218566 b составляет 0.21 ± 0.02 масс Юпитера (около 67 масс Земли или 2/3 массы Сатурна). Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.687 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.1, и делает один оборот за 225.7 ± 0.4 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.48 а.е в перицентре до 0.893 а.е. в апоцентре, т.е. почти в 2 раза. Температурный режим планеты меняется от температурного режима Венеры до температурного режима Марса (т.е. попадает в область прохладных планет).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1011/1011.4068v1.pdf

 

 

8 ноября 2010
Еще два нептуна от Калифорнийской группы
прямая ссылка на эту новость

2 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Калифорнийской группы об открытии двух нептунов рядом с близкими и относительно яркими звездами спектрального класса K. Открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека. Каждая звезда наблюдалась в течение 6 лет (с 2004 по 2010 год).

Звезда HD 97658 ( HIP 54906, GJ 3651) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V – удалена от Солнца на 21.1 ± 0.33 пк. Ее масса составляет 0.85 ± 0.02 солнечных масс, радиус – 0.73 ± 0.02 радиусов Солнца, светимость оценивается в 0.34 ± 0.02 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Точность измерения лучевой скорости HD 97658 составила 1.5 м/сек.
Минимальная масса планеты HD 97658 b (параметр m sin i) оценивается в 0.026 ± 0.004 масс Юпитера или примерно в 8.2 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.083 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 9.494 ± 0.005 земных суток. Ее температурный режим попадает в диапазон очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.14) . Авторы открытия называют HD 97658 b суперземлей, но я думаю, что это что-то вроде легкого аналога Урана с протяженной водородно-гелиевой атмосферой, на долю которой приходится несколько процентов массы планеты.

Звезда Gliese 785 (HD 192310, HIP 99825, HR 7722) удалена от Солнца на 8.911 ± 0.024 пк. Ее спектральный класс также K1 V, масса оценивается в 0.78 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 0.30 ± 0.02 светимостей Солнца. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.
Минимальная масса планеты Gliese 785 b составляет 0.068 ± 0.006 масс Юпитера (около 21.6 масс Земли). Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.319 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.09, и делает один оборот за 74.39 ± 0.12 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.22 а.е в перицентре до 0.42 а.е. в апоцентре, т.е. почти в 2 раза. Температурный режим планеты меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры (попадает в область теплых планет).

Авторы открытия отмечают, что по результатам их наблюдений 166 звезд спектральных типов G и K можно сделать вывод, что с уменьшением массы планет растет их численность (маломассивные планеты встречаются чаще массивных). Они оценили, что 23 +16/-10% солнцеподобных звезд имеют планеты массой 0.5-2 масс Земли на орбитах с периодами короче 50 суток. (Заметим, что наше Солнце в их число не входит!)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1011/1011.0414v1.pdf

 

 

25 октября 2010
Измерена фазовая кривая нетранзитного горячего гиганта Упсилон Андромеды b
прямая ссылка на эту новость

Группа американских астрономов с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера измерила фазовую кривую нетранзитного горячего гиганта Упсилон Андромеды b. Наблюдения проводились в феврале 2009 года на волне 24 мкм в течение 1.2 оборотов этой планеты (примерно 5 земных суток). Результаты наблюдений получились достаточно интригующими.

Ни в один современный телескоп невозможно разрешить (разделить) изображения звезды и близкой к ней планеты, каким является горячий гигант. Поэтому телескоп измеряет блеск не самой планеты непосредственно, а системы «планета + звезда». Из-за того, что планета поворачивается к земному наблюдателю то дневным, то ночным полушарием (демонстрирует смену фаз подобно фазам Луны), суммарный блеск системы «планета + звезда» слегка меняется. В случае системы Упсилон Андромеды амплитуда изменения блеска составила всего 0.0013 от полного блеска системы.
Поскольку планета Упсилон Андромеды b является не транзитной, точное значение ее радиуса неизвестно. Авторы открытия оценили его в 1.3 радиуса Юпитера (типичная величина для горячего гиганта). Результаты наблюдений сравнивались с простой моделью, в которой поверхность планеты состоит из двух полушарий, каждое из которых обладает постоянной поверхностной яркостью.
Что же оказалось?
В рамках этой модели температурный контраст между «нагретым» и «прохладным» полушариями составил около 900К, причем температура «нагретого» полушария оценивалась в 1700-1900К. Центр «горячего пятна» оказался сдвинут к востоку относительно подзвездной точки на 84.5 ± 2.3 градусов. Судя по виду фазовой кривой наибольшая яркость на волне 24 мкм достигается в области, близкой к терминатору (там, где звезда поднимается над горизонтом от силы на 5-7 градусов). С чем это может быть связано, пока не ясно. Может, именно там и расположено «горячее пятно» (т.е. газ нагрет сильнее всего), а может, в этой области атмосфера наиболее прозрачна, и нам видны более глубокие и более горячие ее слои. Впрочем, авторы статьи отмечают, что именно такой результат предсказывают многие модели горячих гигантов – в экваториальной области этих планет могут дуть сильные западные ветры, сдувающие наиболее нагретый газ к востоку от подзвездной точки.


Сдвиг "горячего пятна" относительно подзвездной точки планеты. По горизонтали отложена орбитальная фаза планеты, по вертикали - яркость системы относительно среднего значения. Темной линией показана фазовая кривая, соответствующая "горячему пятну" в подзвездной точке. Видно, что наблюдательные данные хорошо ложатся на другую кривую, сдвинутую относительно первой на ~80 градусов.
Кредит изображения: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA13495

Кроме того, авторы нашли, что наклонение орбиты i планеты Упсилон Андромеды b должно быть больше или равно 28 градусам, что согласуется с более ранними оценками этой величины в 20-45 градусов.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.0393v1.pdf

 

 

20 октября 2010
Загадочная история с планетами Gliese 581 g и f
прямая ссылка на эту новость

Три недели назад Калифорнийская группа объявила об открытии пятой и шестой планеты в системе Gliese 581 – холодной земли Gliese 581 g и очень холодного нептуна Gliese 581 f (я писала об этом 2 октября). Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды и наделало немало шума, потому что планета Gliese 581 g при массе в 3-4.3 масс Земли оказалась расположенной в обитаемой зоне Gliese 581.
Для анализа сложного колебания звезды Gliese 581 вокруг ее центра масс, вызванного влиянием планетной системы, американские астрономы использовали 122 замера лучевой скорости, полученные ими с помощью спектрографа HIRES на телескопе им. Кека (Гавайи), и 119 замеров лучевой скорости, полученные с помощью спектрографа HARPS (Чили). Последние данные были получены Женевской группой – коллегами и ближайшими конкурентами американцев.
12 октября представитель Женевской группы Франческо Пепе (Francesco Pepe) объявил о том, что его группа не подтверждает наличие планет Gliese 581 g и f.
Европейцы не использовали в своем анализе данные, полученные Калифорнийской группой, и опирались только на собственные измерения. Помимо уже упоминавшихся 119 замеров лучевой скорости Gliese 581, Пепе сообщил о дополнительных 60 замерах, полученных ими за последний год, но пока нигде не опубликованных. Пепе рассказал, что при анализе они видят явные свидетельства наличия уже известных четырех планет, но не видят никаких следов пятой и шестой. При этом Пепе не утверждал категорически, что планет g и f не существует, он лишь подчеркнул, что они не видят свидетельства их существования в своих данных.
Однако представитель Калифорнийской группы Стивен Фогт (Steven S. Vogt) настаивает на правильности результатов, полученных его группой. «Швейцарские ученые должны сделать то же, что сделали мы: опубликовать свои данные, анализ и выводы в рецензируемом научном журнале, чтобы весь мир имел возможность ознакомиться с ними, – заявил Фогт. – Пока этого не произойдет, трудно делать какие-то выводы об их работе. Но как только они это сделают, мы тщательно проанализируем предложенный ими подход к наблюдательным данным».
Пока планеты Gliese 581 g и f помечены в Энциклопедии внесолнечных планет как неподтвержденные. Ситуацию должны прояснить дальнейшие наблюдения, которые, без сомнения, будут продолжены.

Информация получена: http://www.space.com/scienceastronomy/doubt-cast-habitable-alien-planet-gliese-581g-101012.html

 

 

19 октября 2010
Пара массивных экзопланет рядом с тесной звездной парой: NN Змеи
прямая ссылка на эту новость

18 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья немецких астрофизиков об открытии двух массивных планет у тесной затменной двойной звезды NN Serpentis. Открытие было сделано методом тайминга затмений.

NN Serpentis удалена от Солнца примерно на 500 пк. Она состоит из тесной пары звезд, одна из которых (NN Serpentis a) является белым карликом спектрального класса DAO1 (температура поверхности достигает 57 тыс. К!) массой 0.535 масс Солнца, а вторая (NN Serpentis b) – красным карликом спектрального класса М4 V и массой 0.111 масс Солнца. Орбитальный период тесной пары составляет всего 3.12 часа.
В 1988 году в этой системе были обнаружены глубокие затмения, происходящие, когда тусклый красный карлик затмевал собой яркий белый. С 1989 года ведется мониторинг моментов затмений для изучения орбитальной эволюции этой тесной пары. При точности предсказания среднего времени затмений в 0.2 секунды были обнаружены периодические отклонения моментов затмений от предсказанных, достигающие 17 секунд. Это указывало на наличие в системе дополнительных небесных тел. Тщательный анализ вариаций моментов затмений (тайминг) позволил обнаружить в этой системе две массивных планеты.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты NN Serpentis (ab) d оценивается в 2.28 ± 0.38 масс Юпитера. Она вращается вокруг тесной пары звезд по эллиптической орбите с большой полуосью 3.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.2 ± 0.02, и делает один оборот за 2830 ± 130 земных суток (примерно 7.7 лет). Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Марса.
Минимальная масса внешней планеты NN Serpentis (ab) c достигает 6.9 ± 0.5 масс Юпитера. Планета вращается вокруг тесной пары звезд на расстоянии 5.4 ± 0.2 а.е. и делает один оборот за 5660 ± 165 земных суток (примерно 15.5 лет). Ее температурный режим соответствует поясу астероидов в Солнечной системе. Если наклонение орбиты i этой планеты меньше 32 градусов, ее истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и объект NN Serpentis (ab) c окажется не планетой, а коричневым карликом.
Судя по соизмеримости орбитальных периодов, планеты находятся друг с другом в орбитальном резонансе 1:2.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1010/1010.3608v1.pdf

 

 

18 октября 2010
Далекий очень холодный нептун MOA-2009-BLG_319L b
прямая ссылка на эту новость

9 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья многочисленного коллектива авторов (одно перечисление имен занимает целую страницу!) об открытии очень холодного нептуна MOA-2009-BLG-319L b. Открытие было сделано методом микролинзирования.
В настоящее время успешно работают два проекта, посвященных, в том числе, поиску экзопланет методом микролинзирования: MOA (Microlensing Observations in Astrophysics = Наблюдения микролинзирования в астрофизике) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment = Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию). К настоящему времени данным методом открыто 11 экзопланет в 10 планетных системах. Среди открытых планет четыре – массивные планеты-гиганты, два аналога Сатурна, три нептуна и две океаниды (с массами 3-5 земных).
Событие микролинзирования MOA-2009-BLG-319 было зафиксировано группой MOA 20 июня 2009 года. К наблюдениям немедленно подключились 20 обсерваторий по всему миру. В максимуме блеск фоновой звезды усилился в 205 раз.

Итак, звезда MOA-2009-BLG-319L удалена от Солнца на 6.1 ± 1.2 кпк. Ее масса оценивается в 0.3 +0.34/-0.18 солнечных масс, т.е. звезда является оранжевым или красным карликом (спектральный класс К или М). Масса планеты оценивается в 50 +44/-24 земных масс, т.е. является промежуточной между массами Сатурна и Нептуна. Звезду и планету разделяет расстояние (в проекции на небесную сферу) 2.4 +1.2/-0.6 а.е. Скорее всего, температурный режим планеты соответствует очень холодным планетам (более точно сказать невозможно ввиду больших неопределенностей в наших знаниях о параметрах системы).
Исходя из измеренных коэффициентов потемнения диска звезды к краю в разных спектральных диапазонах, авторы определили температуру фотосферы звезды-источника – 5500К (это звезда G-класса).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1010/1010.1809v1.pdf

 

 

15 октября 2010
Еще два транзитных горячих гиганта от миссии COROT
прямая ссылка на эту новость

На международном симпозиуме (IAU Symposium 276), посвященном вопросам формирования, структуры и динамической эволюции планетных систем, команда КОРОТ объявила об открытии еще двух транзитных горячих гигантов CoRoT-16 b и CoRoT-17 b. К сожалению, координаты обеих звезд пока не сообщаются, и информация о соответствующих планетных системах весьма неполная.

Что известно про звезду CoRoT-16? Спектральный класс G5, видимая звездная величина +15.64, радиус 0.814 радиусов Солнца. Отсюда можно оценить светимость звезды – 0.584 светимостей Солнца и расстояние до нее – около 1 кпк (без учета межзвездного поглощения света). Судя по всему, CoRoT-16 – обычная солнцеподобная звезда главной последовательности.
Про планету CoRoT-16 b известно чуть больше. Ее истинная (не минимальная) масса оценивается в 0.5 масс Юпитера, радиус составляет 0.813 радиусов Юпитера, орбитальный период 5.3534 ± 0.0004 земных суток. Отсюда можно оценить среднюю плотность планеты – 1.24 г/куб.см, и вторую космическую скорость – 47 км/сек. Считая массу звезды равной 0.95 масс Солнца (что типично для звезд этого спектрального класса), а орбиту планеты круговой, можно вычислить и расстояние от планеты до звезды – оно оказалось равным 8.8 млн.км или 0.059 а.е.
Скорее всего, CoRoT-16 b является типичным умеренно нагретым (a/Rэф ~ 0.078) горячим гигантом.

Что известно про звезду CoRoT-17? Спектральный класс G5, видимая звездная величина +15.46, радиус около 2 радиусов Солнца. Отсюда оценим светимость звезды – 3.52 светимости Солнца, и расстояние до нее – около 2.5 кпк (без учета межзвездного поглощения света).
К сожалению, про массу звезды нельзя сказать ничего определенного. Судя по ее радиусу, в 2 раза превышающему радиус Солнца, она уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Истинная (не минимальная) масса планеты CoRoT-17 b равна 2.45 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – 1.47 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности около 1 г/куб.см и второй космической скорости около 77 км/сек. Орбитальный период планеты равен 3.768 ± 0.003 земных суток. Оценить большую полуось орбиты не представляется возможным из-за невозможности оценить массу звезды (но во всяком случае ясно, что CoRoT-17 b нагрета гораздо сильнее, чем CoRoT-16 b).

Информация получена:
о CoRoT-16 b,
о CoRoT-17 b

 

 

13 октября 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-32 b
прямая ссылка на эту новость

Наземные фотометрические обзоры продолжают радовать нас открытиями новых транзитных экзопланет. 8 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, об открытии массивного транзитного горячего гиганта WASP-32 b.

Солнцеподобная звезда WASP-32 (TYC 2-1155-1) имеет видимую звездную величину +11.3 и температуру фотосферы 6100 ± 100 К, что соответствует позднему F или раннему G спектральному классу . Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 1.11 ± 0.05 радиусов Солнца, светимость примерно в полтора раза превышает солнечную. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды несколько ниже, чем на Солнце (примерно на 35%).
Расстояние до WASP-32 не сообщается, но его можно оценить, исходя из светимости звезды и ее видимой звездной величины (у меня получилось 244 пк).

Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-32 b оценивается в 3.6 ± 0.07 масс Юпитера, радиус составляет 1.18 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.9 ± 0.5 г/куб.см и второй космической скорости около 105 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0394 ± 0.0003 а.е. и эксцентриситетом 0.018 ± 0.007, и делает один оборот за 2.718659 ± 0.000008 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1560 ± 50 K.
Отметим, что из 69 транзитных экзопланет, у которых была измерена истинная масса, только 11 (включая WASP-32 b) имеют массу больше 3 масс Юпитера. Массивные экзопланеты встречаются достаточно редко.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1010/1010.1742v1.pdf

 

 

12 октября 2010
Новый транзитный горячий нептун HAT-P-26 b
прямая ссылка на эту новость

Группа европейских астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, объявила об открытии нового транзитного горячего нептуна HAT-P-26 b. Это четвертый транзитный нептун, известный к данному моменту.

Звезда HAT-P-26 (GSC 0320-01027) удалена от Солнца на 134 +18/-8 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K1 V, чья масса оценивается в 0.816 ± 0.033 солнечных масс, радиус – в 0.79 ± 0.1 солнечных радиусов, а светимость составляет 0.38 +0.16/-0.06 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды близко к солнечному, возраст звезды оценивается в 4-12 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса планеты HAT-P-26 b равна 0.059 ± 0.007 масс Юпитера (около 19 масс Земли), радиус – 0.565 +0.07/-0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.4 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 19 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0479 ± 0.0006 а.е. (13 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.124 ± 0.06, и делает один оборот за 4.234516 ± 0.000015 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1001 +66/-37 К.

Сравнение параметров планеты с модельными расчетами приводит авторов к выводу, что половину массы планеты составляет ядро из тяжелых элементов (около 10 масс Земли), а половину – водородно-гелиевая атмосфера. Этим HAT-P-26 b отличается от остальных транзитных нептунов и малых гигантов Солнечной системы Урана и Нептуна, которые содержат не более 15-20% водорода и гелия в своем составе (и чья средняя плотность в несколько раз выше). По-видимому, внесолнечные нептуны отличаются таким же разнообразием свойств, как и экзопланеты-гиганты, чья средняя плотность и химический состав также сильно варьируют.
Относительно большой радиус и небольшая масса планеты HAT-P-26 b должна приводить к испарению водородно-гелиевой атмосферы планеты и к потере массы. Авторы открытия оценили современный темп потери массы в 3 1010 г/сек или 0.17 масс Земли за миллиард лет (что в несколько раз выше аналогичной величины для Осириса). За полное время жизни планета могла потерять значительную часть своей массы (до 30%).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1010/1010.1008v1.pdf

 

 

09 октября 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-38 b
прямая ссылка на эту новость

6 октября группа европейских астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-38 b.

Звезда WASP-38 (HD 146389, BD+10 2980) удалена от Солнца на 110 ± 20 пк. Ее спектральный класс F8, масса составляет 1.216 ± 0.04 масс Солнца, радиус - 1.365 ± 0.05 радиусов Солнца, светимость примерно в 2.4 раза превышает солнечную. Содержание тяжелых элементов несколько ниже, чем на Солнце (примерно на 30%).
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-38 b оценивается в 2.712 ± 0.065 масс Юпитера, радиус составляет 1.08 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.87 ± 0.35 г/куб.см и второй космической скорости около 95 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0755 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.032 ± 0.005, и делает один оборот за 6.871815 ± 0.000045 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1311 ± 44K.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1010/1010.0849v1.pdf

 

 

06 октября 2010
Планета HD 190228 b оказалась коричневым карликом
прямая ссылка на эту новость

29 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья Женевской группы об исследовании нескольких коричневых карликов и их родительских звезд. Авторы работы решили объединить данные, полученные методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, и астрометрические данные, полученные спутником Гиппарх, для определения наклонения орбит и истинных масс некоторых уже известных планетных кандидатов.
В числе прочих была исследована звезда HD 190228. Рядом с этой звездой еще в 2002 году была обнаружена планета с минимальной массой (параметром m sin i) 4.99 масс Юпитера, вращающаяся по эллиптической орбите с большой полуосью 2.3 а.е. и эксцентриситетом 0.43 ± 0.08, и делающая один оборот за 1127 ± 42 земных суток.
Анализируя данные Гиппарха, авторы нашли, что наклонение орбиты этой планеты составляет всего 4-6 градусов (система наблюдается практически плашмя), а истинная масса объекта достигает 66 ± 20 масс Юпитера. Таким образом, HD 190228 b является не планетой, а коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1009/1009.5991v1.pdf

 

 

02 октября 2010
Первая планета земного типа в обитаемой зоне и очень холодный нептун в системе Gliese 581
прямая ссылка на эту новость

29 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья, авторы которой подвели итоги 11-летних наблюдений звезды Gliese 581 на Ликской обсерватории. Американские астрофизики подтвердили существование четырех уже известных планет у этой звезды и объявили об открытии еще двух – холодной земли Gliese 581 g и очень холодного нептуна Gliese 581 f. Оба открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Gliese 581 – близкий красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от Солнца всего на 6.26 пк. Его масса оценивается в 0.31 ± 0.02 масс Солнца, радиус – в 0.29 радиусов Солнца, светимость составляет 0.013 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила) и почтенным возрастом (7-11 млрд. лет). Среди красных карликов это одна из самых спокойных звезд – ее блеск меняется всего на несколько процентов. Период вращения Gliese 581 вокруг своей оси составляет 94.2 ± 1.0 земных суток.

Первой планетой, обнаруженной рядом с этой звездой, был очень теплый нептун Gliese 581 b (минимальная масса 15.6 масс Земли, орбитальный период 5.369 суток, 2005 год). Дальнейшие наблюдения привели к открытию (в 2007 году) еще двух планет: теплой земли Gliese 581 c (минимальная масса 5.4 масс Земли, период 12.929 ± 0.05 земных суток) и эксцентричного холодного нептуна Gliese 581 d (минимальная масса 7 масс Земли, орбитальный период около 67 суток). В 2009 году была обнаружена самая внутренняя планета Gliese 581 e с массой 1.9 масс Земли (!) и периодом 3.149 земных суток. И наконец, теперь количество планет в этой системе увеличилось до шести.
Gliese 581 g – первая планета земного типа, обнаруженная в обитаемой зоне своей звезды (!) Ее минимальная масса (параметр m sin i) – 0.01 масс Юпитера или 3.2 масс Земли, орбитальный период 36.65 земных суток, большая полуось орбиты 0.146 а.е. или 22 млн. км. Тепловой режим планеты является промежуточным между тепловым режимом Земли и Марса. Авторы открытия отмечают, что из требования динамической устойчивости системы следуют достаточно жесткие ограничения на истинную массу этой планеты – от 3.2 до 4.3 масс Земли. Радиус планеты оценивается в 1.3-1.5 радиусов Земли, если она преимущественно каменная, и в 1.7-2 радиуса Земли, если она состоит из водяного льда (скорее всего – около 1.5 радиуса Земли). Скорее всего планета захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной.
Gliese 581 f – на данный момент самая удаленная планета этой системы. Ее минимальная масса 7.3 масс Земли, орбитальный период 433 ± 13 земных суток, большая полуось орбиты – 0.758 ± 0.015 а.е., эксцентриситет орбиты пока неизвестен. Тепловой режим планеты является промежуточным между тепловыми режимами Юпитера и Сатурна. Скорее всего, планета обладает высоким альбедо и окутана облаками из замерзшего аммиака.
Нет никаких сомнений в том, что наблюдения этой интереснейшей планетной системы будут продолжены.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1009/1009.5733v1.pdf

 

 

02 сентября 2010
Две новые транзитные планеты в одной системе: Kepler-9
прямая ссылка на эту новость

26 августа 2010 года на сайте миссии Кеплер появились сведения о первой планетной системе, включающей в себя сразу две транзитные экзопланеты.

Солнцеподобная звезда Kepler-9 удалена от Солнца на 700 пк. Ее масса примерно равна массе Солнца, радиус на 10% превышает радиус Солнца, температура фотосферы чуть ниже солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Внутренняя планета Kepler-9 b немного легче нашего Сатурна. Ее масса оценивается в 0.252 ± 0.013 масс Юпитера, радиус – в 0.84 ± 0.07 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.52 ± 0.13 г/куб.см и второй космической скорости около 33 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.14 а.е. и делает один оборот за 19.24 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 740К.

Внешняя планета Kepler -9 c еще немного легче и формально по массе попадает в область нептунов. Ее масса равна 0.171 ± 0.013 масс Юпитера или примерно 54 массы Земли, радиус оценивается в 0.82 ± 0.07 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 27 км/сек. Судя по низкой средней плотности, планета состоит в основном из водорода и гелия, т.е. является газовым гигантом. Команда Кеплера оценивает температуру этой планеты в 540К. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.225 а.е. и делает один оборот за 38.91 земных суток.

Судя по соизмеримости орбитальных периодов обеих планет, они находятся друг с другом в орбитальном резонансе 1:2.

Информация получена: http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/

 

 

31 августа 2010
Транзитный очень теплый гигант и нетранзитный очень холодный гигант в системе HAT-P-17
прямая ссылка на эту новость

24 августа международная группа астрономов, работающая в рамках проекта HATNet, объявила об открытии еще двух планет, входящих в состав одной планетной системы: транзитного очень теплого гиганта HAT-P-17 b и нетранзитного очень холодного гиганта HAT-P-17 c. Внешняя планета была обнаружена методом измерения лучевой скорости родительской звезды.

Звезда HAT-P-17 (GSC 2717-00417) удалена от Солнца на 90 ± 3 пк. Ее спектральный класс поздний G или ранний K (температура фотосферы 5246 ± 80К), масса оценивается в 0.86 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 0.84 ± 0.02 радиусов Солнца, светимость составляет 0.48 ± 0.04 солнечных. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному, возраст оценивается в 7.8 ± 3.3 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса внутренней планеты HAT-P-17 b оценивается в 0.53 ± 0.02 масс Юпитера, радиус составляет 1.01 ± 0.03 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.64 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 43 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0882 ± 0.0014 а.е. (22.7 ± 0.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.346 ± 0.007, и делает один оборот за 10.338523 ± 0.000009 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.058 а.е. в перицентре до 0.118 а.е. в апоцентре. Авторы оценивают эффективную температуру планеты в 792 ± 15К, что делает ее особенно интересной для изучения атмосферных свойств умеренно нагретых очень теплых планет.
Измеряя лучевые скорости звезды HAT-P-17 с целью измерения массы HAT-P-17 b, ученые обнаружили, что на быстрые колебания с амплитудой 58.4 ± 0.9 м/сек, вызванные этой планетой, накладываются медленные колебания с периодом 1798 +58/-89 суток и амплитудой 25 +24/-6 м/сек, вызванные дополнительным небесным телом. Транзит HAT-P-17 c не наблюдался, наклонение ее орбиты неизвестно, поэтому мы можем оценить только минимальную массу этой планеты (параметр m sin i) – она составляет 1.4 +1.1/-0.4 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с эксцентриситетом 0.1 +0.23/-0.1 и большой полуосью 2.75 а.е., ее температурный режим грубо соответствует тепловому режиму Юпитера (a/Rэф ~ 4).
Если наклонение орбиты HAT-P-17 с близко к 90°, в октябре 2012 года может произойти транзит этой планеты по диску своей звезды. Однако вероятность этого события невелика из-за удаленности планеты (вероятность транзитной конфигурации пропорциональна радиусу звезды и обратно пропорциональна большой полуоси орбиты транзитной планеты).

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3898v1.pdf

 

 

30 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-25 b
прямая ссылка на эту новость

24 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья рабочей группы HATNet об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-25 b.
Звезда HAT-P-25 удалена от Солнца на 297 +17/-13 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 1.01 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.96 +0.05/-0.04 радиусов Солнца, светимость составляет 0.75 ± 0.1 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-25 оценивается в 3.2 ± 2.3 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса HAT-P-25 b составляет 0.57 ± 0.02 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.19 +0.08/-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.42 ± 0.07 г/куб.см и второй космической скорости около 42 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0466 ± 0.0005 а.е. (примерно 10.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.03 ± 0.02, и делает один оборот за 3.65284 ± 0.00002 земных суток. Авторы статьи оценивают эффективную планеты в 1202 ± 36К. По своим свойствам это типичный горячий гигант.


На диаграмме представлена зависимость радиусов известных транзитных экзопланет (серые квадраты) от их массы. Красными треугольниками показаны планеты Солнечной системы, черным квадратом – планета HAT-P-25 b. Синими пунктирными линиями показаны линии равной плотности для 0.4, 0.7, 1.0, 1.33, 5.5 и 11.9 г/куб.см. Красные линии – результаты численного моделирования зависимости радиуса планеты от ее массы для возраста 1 млрд. лет и массы ядра 10 масс Земли (нижняя красная линия) и вообще без ядра (верхняя красная линия). Пунктирные голубые линии – аналогичные расчеты для планеты возрастом 4 млрд. лет. В обоих случаях моделирование проводилось для планет с температурным режимом HAT-P-25 b. Видно, что в большом интервале масс радиус планеты почти не меняется и остается близким к 1 радиусу Юпитера.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/pdf/1008.3565v1

 

 

27 августа 2010
Многопланетная система HD 10180: ожерелье из нептунов и холодный сатурн
прямая ссылка на эту новость

24 августа Женевская группа анонсировала планетную систему, слухи о которой ходили уже давно – многопланетную систему HD 10180. Методом измерения лучевых скоростей родительской звезды достоверно установлено наличие шести планет: пяти нептунов и одного сатурна. Также есть сильные свидетельства существования на самой тесной орбите горячей земли с минимальной массой всего в полторы земных (однако для окончательного подтверждения необходимы дальнейшие наблюдения).
Европейцы наблюдали звезду HD 10180 на протяжении 6 лет на 3.6-метровом телескопе на обсерватории Ла Сила (Чили) с помощью спектрометра HARPS и получили, в общей сложности, 190 замеров ее лучевой скорости с точностью от 0.4 до 1.3 м/сек.

Итак, HD 10180 – солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V, удалена от Солнца на 40 пк. Ее масса превышает солнечную на 6 ± 5%, светимость составляет 1.49 ± 0.02 солнечной, возраст оценивается в 4.3 ± 0.5 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды на 20% превышает солнечное значение. HD 10180 отличается очень низкой хромосферной активностью (у нее даже не обнаружили циклов, подобных 22-летним солнечным циклам).
Многолетние наблюдения показали, что лучевая скорость звезды колеблется с амплитудой около 6.42 м/сек, что значительно превышает величины погрешности измерений и собственного шума звезды. Тщательный поиск периодичностей в этом колебании позволило обнаружить 5 явных сигналов с периодами 5.760, 16.35, 49.74, 122.4 и 2231 земных суток. После учета и вычитания этих сигналов из данных обнаружился еще один более слабый сигнал с периодом около 600 земных суток. Также появились свидетельства еще одного сигнала с периодом всего 1.18 земных суток, но из-за малой величины его амплитуды (всего 0.82 м/сек) говорить о нем с уверенностью не приходится.
Итак, в системе HD 10180 обнаружено шесть планет. Я буду рассказывать о них в порядке увеличения величины большой полуоси орбиты.

Первая планета HD 10180 c – горячий нептун с минимальной массой 13.1 ± 0.5 масс Земли. Он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите с большой полуосью 0.064 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 5.7598 ± 0.0006 земных суток.
Вторая планета HD 10180 d – очень теплый нептун с минимальной массой 11.75 ± 0.65 масс Земли, вращающийся у самой границы, разделяющей горячие и очень теплые планеты, и делающий один оборот за 16.358 ± 0.004 земных суток. Большая полуось его орбиты 0.129 ± 0.002 а.е., эксцентриситет 0.09 ± 0.04.
Третья планета HD 10180 e – еще один очень теплый нептун с минимальной массой 25 ± 1 масс Земли. Он вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет всего 0.026) на среднем расстоянии 0.27 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 49.76 ± 0.02 земных суток.
Минимальная масса четвертой планеты HD 10180 f – 23.9 ± 1.4 земных масс. Этот теплый нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.493 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.135 ± 0.046, и делает один оборот за 122.8 ± 0.2 дня.
Пятая планета HD 10180 g – прохладный нептун с минимальной массой 21.4 ± 3.4 массы Земли. Его орбитальный период – 601 ± 8 земных суток, большая полуось орбиты – 1.42 ± 0.03 а.е., эксцентриситет 0.19 ± 0.14. В перицентре (1.15 а.е) его орбита чуть заходит внутрь эффективной земной орбиты (1.22 а.е.), в апоцентре (1.69 а.е.) касается эффективной орбиты Марса.
И, наконец, шестая планета HD 10180 h – холодный сатурн с минимальной массой 64.4 ± 4.6 масс Земли и орбитальным периодом 2222 ± 91 земных суток. Он вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 3.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ± 0.07. Его тепловой режим соответствует поясу астероидов в Солнечной системе.

Европейцы численно промоделировали систему на протяжении 10 млн. лет и нашли ее устойчивой. За устойчивость этой планетной системы говорит и ее зрелый возраст, составляющий 4.3 ± 0.5 млрд. лет. Низкие эксцентриситеты орбит планет, ни один из которых не превышает величину 0.2, делает эту систему похожей на Солнечную. Вместе с тем обращает на себя внимания и ее компактность – внутри орбиты Меркурия проходят орбиты трех (а может, и четырех!) планет, массы которых сравнимы или превышают массу Нептуна.
Как отмечают авторы статьи, величины больших полуосей орбит планет в этой системе находятся в соотношениях, напоминающих правило Тициуса-Боде для планет Солнечной системы. Это в свою очередь говорит о правильной архитектуре и невозмущенности HD 10180.


График, иллюстрирующий правило Тициуса-Боде (экспоненциальное увеличение больших полуосей планет по мере увеличения их порядкового номера) для нескольких планетных систем. Черным цветом показаны планеты Солнечной системы (от Меркурия до Марса), красным - HD 40307, синим - GJ 581, зеленым - HD 69830, малиновым - HD 10180.


Архитектура нескольких известных многопланетных систем, в том числе Солнечной (до Сатурна включительно). Величина черных кружков пропорциональна log(m sin i). Цифры между кружками показывают расстояние между планетами в единицах радиуса сферы Хилла.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1035/eso1035.pdf

 

 

26 августа 2010
Еще четыре массивных транзитных горячих гиганта от HATNet
прямая ссылка на эту новость

23 августа рабочая группа проекта HATNet объявила об открытии еще четырех транзитных горячих гигантов, обнаруженных в рамках работы этой группы. Все они достаточно массивны – их масса составляет от 2 до 7 масс Юпитера.

Звезда HAT-P-20 (GSC 1910-00239) удалена от Солнца на 70 ± 3 пк. Ее спектральный класс K3 V, масса оценивается в 0.756 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.694 ± 0.02 радиуса Солнца, светимость составляет 0.19 ± 0.02 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-20 оценивается в 3-12 млрд. лет (вероятнее всего ~6.7 млрд. лет).
Истинная масса планеты HAT-P-20 b достигает 7.25 ± 0.19 масс Юпитера, что при радиусе 0.87 ± 0.03 радиуса Юпитера дает среднюю плотность планеты в 13.8 ± 1.5 г/куб.см (выше плотности ртути!) и вторую космическую скорость около 173 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите с большой полуосью 0.0361 ± 0.0005 а.е. (около 11 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.875317 ± 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 970 ± 23К.

Звезда HAT-P-21 (GSC 3013-01229) удалена от Солнца на 254 ± 19 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, чья масса составляет 0.947 ± 0.04 массы Солнца, радиус примерно на 10% превышает солнечный, а светимость оценивается в 1.06 ± 0.2 светимости Солнца. Видимо, звезда совсем недавно сошла в главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Возраст звезды оценивается в 10.2 ± 2.5 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды близко к солнечному.
Масса планеты HAT-P-21 b оценивается в 4.06 ± 0.16 масс Юпитера, радиус - 1.024 ± 0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 4.7+1.6/-1 г/куб.см и второй космической скорости около 120 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0494 ± 0.0007 а.е. (примерно 9.6 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.228 ± 0.016, и делает один оборот за 4.124481 ± 0.000007 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.038 а.е. в перицентре до 0.06 а.е. в апоцентре. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1283 ± 50К.

Звезда HAT-P-22 (она же HD 233731, она же GSC 03441-00925) удалена от Солнца на 82 ± 3 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 0.916 ± 0.035 солнечных масс, радиус - 1.04 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость составляет 77 ± 9% от светимости Солнца. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 70% больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-22 оценивается в 12.4 ± 2.6 млрд. лет. По всей видимости, совсем недавно она начала сходить с главной последовательности и постепенно превращаться в красный гигант.
Масса планеты HAT-P-22 b составляет 2.15 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.08 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.1+0.4/-0.3 г/куб.см и второй космической скорости около 85 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите на среднем расстоянии 0.0414 ± 0.0005 а.е. (8.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.212220 ± 0.000009 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1283 ± 32К.

И, наконец, звезда HAT-P-23 (GSC 1632-01396) удалена от Солнца на 393 ± 25 пк. Ее масса оценивается в 1.130 ± 0.035 масс Солнца, радиус – в 1.20 ± 0.07 радиусов Солнца, светимость составляет 1.58 ± 0.23 солнечных, спектральный класс G0 V. В отличие от предыдущих звезд, HAT-P-23 сравнительно молода – ее возраст оценивается в 4 ± 1 млрд. лет.
Масса планеты HAT-P-23 b – 2.09 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.37 ± 0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.01 ± 0.18 г/куб.см и второй космической скорости около 74 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0232 ± 0.0002 а.е. (всего 4 звездных радиуса!) и эксцентриситетом 0.106 ± 0.044, и делает один оборот за 1.212884 ± 0.000002 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.021 а.е. в перицентре до 0.025 а.е. в апоцентре. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 2056 ± 66К.

Высокая средняя плотность массивных планет объясняется не тем, что они состоят преимущественно из тяжелых элементов, а сильным сжатием металлического водорода в их недрах. Тот же механизм – сильное сжатие в поле собственного тяготения, приводящее к вырождению вещества – приводит к высокой средней плотности звезд белых карликов.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3388v1.pdf

 

 

25 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант от HATNet
прямая ссылка на эту новость

23 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-24 b.
Проект HATNet работает с 2003 года. Он посвящен поиску внесолнечных планет методом транзитов. С этой целью шесть автоматических телескопов, расположенных в Аризоне и на Гавайях, снимают кривые блеска сразу множества звезд от 8 до 14 звездной величины. К настоящему времени обзор охватил примерно 14% всего неба.

Итак, звезда HAT-P-24 удалена от Солнца на 396 ± 20 пк. Ее спектральный класс F8 V, масса оценивается в 1.19 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 1.32 ± 0.07 радиусов Солнца, светимость составляет 2.56 ± 0.3 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 2.8 ± 0.6 млрд. лет.

Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-24 b составляет 0.685 ± 0.033 масс Юпитера, радиус – 1.24 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.07 г/куб.см и второй космической скорости около 45 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0465 ± 0.0006 а.е. (~7.6 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.067 ± 0.024, и делает один оборот за 3.355240 ± 0.000007 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1637 ± 42К.

Также авторы отмечают, что звезда демонстрирует дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе дополнительных небесных тел. Возможно, это еще одна планета с периодом больше 265 суток (скорее всего, около 1000 суток) и большой полуосью орбиты около 2 а.е. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1008.3389v2.pdf

 

 

24 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант у низкометалличной звезды
прямая ссылка на эту новость

18 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-37 b. Родительская звезда этой планеты отличается низкой металличностью (тяжелых элементов в ее составе в 2.5 раза меньше, чем на Солнце!), что делает ее одной из самых низкометалличных звезд, рядом с которыми были обнаружены планеты (по этому параметру ее обходит только звезда WASP-21, чья металличность еще ниже).

Итак, звезда WASP-37 удалена от Солнца на 343 ± 36 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, чья масса составляет 0.85 ± 0.06 масс Солнца, радиус – 0.98 ± 0.04 радиуса Солнца, а светимость оценивается в 0.95 ± 0.18 солнечных светимостей. Звезда отличается древним возрастом (7-14 млрд. лет!) и пониженным содержанием тяжелых элементов.
Между тем, планета WASP-37 b – типичный горячий гигант. Ее истинная (не минимальная!) масса оценивается в 1.7 ± 0.1 масс Юпитера, радиус составляет 1.136 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.55 ± 0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 73 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.043 ± 0.001 а.е. (9.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.57747 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1325 ± 25 К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1008.3096v2.pdf

 

 

09 августа 2010
Первая планета на тесной орбите у бывшей А-звезды
прямая ссылка на эту новость

28 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии горячего гиганта у звезды промежуточной массы HD 102956, уже сошедшей с главной последовательности и начавшей эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Это первая планета у звезды-субгиганта, у которой большая полуось орбиты оказалась меньше 0.1 а.е.! Таким образом, таинственное отсутствие у звезд массой 1.5-3 масс Солнца планет на тесных орбитах, так интриговавшее теоретиков, оказалось просто следствием недостаточной статистики.

Итак, звезда HD 102956 (HIP 57820) удалена от Солнца на 126 ± 13 пк. Ее спектральный класс K0 III, масса оценивается в 1.68 ± 0.11 масс Солнца, радиус – в 4.4 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость составляет 11.6 ± 0.5 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 2.3 ± 0.5 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 102956 b (параметр m sin i) составляет 0.96 ± 0.05 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.081 ± 0.002 а.е. (4 звездных радиуса!) и эксцентриситетом 0.048 ± 0.027, и делает один оборот за 6.4950 ± 0.0004 земных суток. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Авторы открытия делают вывод, что 0.5–2.3% А-звезд имеют планеты на орбитах ближе 0.1 а.е., что сравнимо с аналогичным показателем для солнцеподобных звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4555v1.pdf

 

 

06 августа 2010
Два неплотных транзитных сатурна от HATNet
прямая ссылка на эту новость

29 июля международная группа астрономов, работающая в рамках проекта HATNet, объявила об открытии двух транзитных планет с массами, несколько меньшими массы Сатурна – HAT-P-18 b и HAT-P-19 b.

Звезда HAT-P-18 (GSC 2594-00646) удалена от Солнца на 166 ± 9 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чья масса составляет 0.77 ± 0.03 масс Солнца, радиус - 0.75 ± 0.04 радиусов Солнца, а светимость оценивается в 0.27 ± 0.04 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды на 25% больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-18 b - 0.197 ± 0.013 масс Юпитера или 63 массы Земли, радиус - 0.995 ± 0.052 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 27 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0559 ± 0.0007 а.е. (8.4 млн. км) и эксцентриситетом 0.084 ± 0.05, и делает один оборот за 5.508023 ± 0.000006 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 852 ± 28К.
Низкая средняя плотность HAT-P-18 b говорит о ее преимущественно водородно-гелиевом составе без значительной примеси тяжелых элементов. Видимо, эта планета лежит вблизи маломассивной границы существования газовых гигантов.

Звезда HAT-P-19 (GSC 2283-00589) удалена от Солнца на 215 ± 15 пк. Ее спектральный класс K1 V, чья масса составляет 0.84 ± 0.04 масс Солнца, радиус - 0.82 ± 0.05 радиусов Солнца, а светимость оценивается в 0.37 ± 0.08 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их на 70% больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная масса планеты HAT-P-19 b - 0.292 ± 0.018 масс Юпитера или 93 массы Земли, радиус - 1.132 ± 0.072 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 30 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0466 ± 0.0008 а.е. (7 млн. км) и эксцентриситетом 0.067 ± 0.042, и делает один оборот за 4.008778 ± 0.000006 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1010 ± 42К.
Как и планета HAT-P-18 b, HAT-P-19 b состоит преимущественно из водорода и гелия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1007.4850v2.pdf

 

 

04 августа 2010
Две двухпланетные системы у звезд-субгигантов
прямая ссылка на эту новость

28 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии двух двухпланетных систем у звезд умеренной массы 24 Секстанта и HD 200964, недавно сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. Обе планетные системы открыты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
Американцы начали наблюдения обеих звезд на Ликской обсерватории в 2004-2005 годах и продолжили их в 2007 году на обсерватории им. Кека. Точность измерения лучевой скорости звезд на Ликской обсерватории составила 4-5 м/сек, а на обсерватории им. Кека – 1.5-2 м/сек.

Итак, звезда 24 Секстанта (HD 90043, HIP 50887) удалена от Солнца на 75 ± 5 пк. Ее спектральный класс G5, масса составляет 1.54 ± 0.08 солнечных масс, радиус превышает солнечный в 4.9 ± 0.08 раза, светимость оценивается в 14.6 ± 0.1 солнечных. Возраст звезды равен 2.7 ± 0.4 млрд. лет.
Около звезды 24 Секстанта обнаружены две планеты-гиганта.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты 24 Sex b составляет 1.99 ± 0.38 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.333 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.14, и делает один оборот за 453 ± 4.5 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.34).
Внешняя планета 24 Sex c имеет минимальную массу 0.86 ± 0.35 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты значительно выше и достигает 0.29 ± 0.16. Ее большая полуось составляет 2.08 ± 0.05 а.е., орбитальный период равен 883 ± 32 земных суток. Судя по соизмеримости орбитальных периодов, обе планеты находятся в орбитальном резонансе 1:2. Если бы не этот резонанс (или, возможно, не разное наклонение планетных орбит), система была бы неустойчива – в перицентре (1.48 а.е.) внешняя планета подходит очень близко к орбите внутренней планеты. Температурный режим внешней планеты меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры, попадая в область теплых планет.

Звезда HD 200964 удалена от Солнца на 68.4 ± 5 пк. Ее спектральный класс K0, масса оценивается в 1.44 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 4.3 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет 11.6 ± 0.4 светимостей Солнца. HD 200964 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их на 40% меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 3.0 ± 0.6 млрд. лет.
Около HD 200964 также обнаружено две планеты-гиганта.
Минимальная масса внутренней планеты HD 200964 b составляет 1.85 ± 0.14 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите с большой полуосью 1.601 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.04 ± 0.04, и делает один оборот за 613.8 ± 1.4 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HD 200964 c оценивается в 0.90 ± 0.12 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.95 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.02, и делает один оборот за 825 ± 5 земных суток.
Тепловой режим обеих планет является промежуточным между тепловым режимом Меркурия и тепловым режимом Венеры.
В перицентре своей орбиты внешняя планета подходит к своей звезде ближе, чем внутренняя. Весьма вероятно, что стабильность системы обеспечивается орбитальным резонансом 4:3 и/или значительной разницей в наклонении их орбит, не позволяющей планетам слишком сильно сближаться.

Этот вопрос помогут прояснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4552v1.pdf

 

 

02 июля 2010
Измерена скрость ветров на Осирисе!
прямая ссылка на эту новость

Осирис (HD 209458 b) – первый транзитный горячий гигант, открытый еще в 1999 году. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.38 ± 0.02 радиусов Юпитера, он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0471 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 3.52475 земных суток
Осирис – самый изученный горячий гигант (хотя и не самый близкий к Солнцу). В 2001 году в его атмосфере был обнаружен натрий, в 2004 году – углерод и кислород, в 2008 – водяной пар, метан и углекислый газ.
Международная группа астрономов наблюдала звезду HD 209458 ночью 7 августа 2009 года в течение 5 часов: все время транзита (3 часа), а также 40 минут до и 90 минут после этого события. Наблюдения проводились на Очень Большом Телескопе Южно-Европейской обсерватории в Чили. Был получен 51 спектр системы в диапазоне от 2291 до 2349 нм. В этом диапазоне расположены многочисленные линии угарного газа CO, а также метана и водяного пара. Полученные спектры сравнивались с модельными расчетами спектра планеты, исходя из ее предполагаемого состава: 2 10-4 CO и CH4, 5 10-4 H2O, остальное - водород и гелий.
В результате надежно обнаружены были только линии угарного газа. Линии метана и водяного пара образуются также и в земной атмосфере (их еще называют теллурическими), и они замыли собой слабые линии этих веществ, образовавшиеся в атмосфере Осириса. Однако угарный газ был обнаружен совершенно надежно, причем его количество оказалось заметно большим, чем изначально предполагалось – 1-3 10-3 от общего числа молекул. Также авторы получили верхние пределы на содержание водяного пара и метана: 3 10-3 и 8 10-4 соответственно. Как мы видим, эти пределы совсем не жесткие, так что и метан, и водяной пар присутствуют в атмосфере Осириса, только в меньших количествах, чем ожидалось.
Наблюдаемые линии угарного газа сдвинуты в синюю сторону относительно линий звездного спектра, указывая на высокую скорость ветра в атмосфере Осириса. Измеренная скорость ветров достигает 1 км/сек на уровне давлений 0.01-0.1 миллибар (10-5 - 10-4 атмосфер). Мощная циркуляция между дневной и ночной сторонами планеты сглаживает температурные контрасты и приводит примерно к одинаковой температуре дневного и ночного полушарий этой планеты (около 1200 К).
Также авторы независимо измерили орбитальную скорость Осириса вокруг родительской звезды: 140 ± 10 км/сек, и по законам Кеплера уточнили массы и планеты, и звезды.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1026/eso1026.pdf

 

 

28 июня 2010
Новый очень теплый гигант HD 109246 b
прямая ссылка на эту новость

28 июня Женевская группа объявила об открытии новой экзопланеты у звезды HD 109246. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Указанная группа товарищей наблюдала звезду HD 109246 с января 2007 года по февраль 2010-го на обсерватории Haute-Provence (Франция) с помощью спектрометра SOPHIE. Точность измерения лучевой скорости звезды составила 2 м/сек.

Звезда HD 109246 является практически двойником Солнца. Ее масса всего на 1%, а радиус на 2% превышают массу и радиус Солнца. Спектральный класс звезды – G0 V, она удалена от Солнца на 65.6 пк. Количество тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 25% превышает солнечное.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 109246 b - 0.77 ± 0.09 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.33 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.04, и делает один оборот за 68.27 ± 0.13 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.29 а.е. в перицентре до 0.37 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1006/1006.4984v1.pdf

 

 

25 июня 2010
Четвертая планета в системе Gliese 876
прямая ссылка на эту новость

Калифорнийская группа объявила об открытии четвертой планеты в системе Gliese 876 – одной из ближайших к Солнцу и интереснейших по своим свойствам планетных систем. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Указанная группа товарищей наблюдает за звездой Gliese 876 уже более 12 лет. Сначала (в 1998 году) они открыли самую массивную планету системы Gliese 876 b, которая вызывала колебания лучевой скорости родительской звезды с полуамплитудой 240 м/сек. Минимальная масса планеты была оценена в 2.1 масс Юпитера, орбитальный период был близок к 61 земным суткам. Спустя 2.5 года (в 2001 году), проведя дополнительные измерения, они обнаружили вторую планету, чей вклад в изменение лучевой скорости звезды составил 81 м/сек. Минимальную массу планеты Gliese 876 c оценили в 0.56 масс Юпитера, орбитальный период оказался близким к 30 суткам.
Соизмеримость периодов обеих планет позволила предположить, что планеты находятся в орбитальном резонансе 1:2 и должны сильно взаимодействовать друг с другом при каждом сближении. Промоделировав силу этого взаимодействия и ее влияние на орбиты планет, ученые смогли вычислить истинные массы планет b и c и оценить наклонение их орбит к лучу зрения, которое оказалось близким к 50°.
Но на этом история не закончилась. В 2001-2005 годах наблюдения за Gliese 876 продолжились, в 2005 году была анонсирована третья планета Gliese 876 d с орбитальным периодом 1.94 дня и минимальной массой 5.9 масс Земли. Считая, что орбита новой планеты лежит в той же плоскости, что и орбиты гигантов b и c (наклонение ~ 50°), получили истинную массу внутренней планеты – 7.5 масс Земли. Gliese 876 d вызывала колебания лучевой скорости родительской звезды с полуамплитудой всего 6.5 м/сек.
Калифорнийская группа вместе со своими коллегами-конкурентами из других групп продолжали активно мониторить звезду Gliese 876 с целью изучить все тонкости взаимных резонансов в этой системе. Correia с коллегами (2009 год), проанализировав 52 дополнительных замера лучевой скорости звезды, полученные им на спектрографе HARPS, подтвердил внутреннюю планету Gliese 876 d и независимо определил наклонения орбит гигантов Gliese b и Gliese c: 49 ± 1° и 48 ± 2°. Кроме того, он нашел, что орбита планеты Gliese d, несмотря на близость к звезде и мощные приливные силы, обладает заметным эксцентриситетом: ed = 0.14 ± 0.03.
Но и на этом история не закончилась! Калифорнийская группа продолжала скурпулезно измерять лучевые скорости звезды Gliese 876 на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Проанализировав новые данные, они обнаружили четвертую планету в системе - Gliese 876 e. Полуамплитуда лучевой скорости, наводимая на звезду этой планетой, составляет всего 3.4 ± 0.4 м/сек.

Итак, минимальная масса планеты Gliese 876 e равна 12.9 масс Земли. Учитывая наклонение i для этой планеты, равное 59°, можно вычислить истинную массу планеты, которая получается равной 14.6 ± 1.7 масс Земли. Четвертая планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите на среднем расстоянии 0.334 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 124.3 ± 0.7 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует поясу астероидов в Солнечной системе.
Три внешние планеты находятся друг с другом в орбитальном резонансе 1:2:4 подобно внутренним галилеевым спутникам Юпитера (пока планета Gliese 876 e делает один оборот, Gliese 876 b делает два, а Gliese 876 c – четыре). Авторы статьи промоделировали движение планет на 821 год вперед и нашли систему стабильной.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/719/1/890/pdf/0004-637X_719_1_890.pdf

 

 

23 июня 2010
Еще одна планета на снимках! 1RXS1609 b
прямая ссылка на эту новость

15 июня 2010 года группа канадских астрономов опубликовала в Архиве электронных препринтов статью, где объявила о подтверждении планетной природы и физической связи со звездой объекта 1RXS1609 b. Тем самым, 1RXS1609 b стала самой удаленной от своей звезды планетой (их разделяет 330 а.е.)
Впервые объект был обнаружен на инфракрасных снимках, сделанных в апреле и июне 2008 года на телескопе Северный Джемини с помощью системы адаптивной оптики ALTAIR. Тогда на снимках рядом с молодой звездой 1RXS1609 на расстоянии всего 2.2 угловых секунд от нее (что соответствует расстоянию 330 а.е. в проекции на небесную сферу) был обнаружен тусклый точечный источник, который мог оказаться как спутником звезды, так и объектом заднего фона. За два года выяснилось, что объект имеет одинаковое со звездой собственное движение и, следовательно, связан с ней физически.
Кроме того, канадцы получили спектр планеты в полосе J и его фотометрию в интервале 3.0-3.8 мкм, тем самым определив его размер и температуру. Объект оказался довольно горячим – 1800 ± 200К, и крупным (радиус на 70% превышает радиус Юпитера). Сравнение его параметров с модельными расчетами молодых массивных планет позволило оценить его массу – 8 масс Юпитера (с учетом погрешностей, 6-11 масс Юпитера).
Родительская звезда и, соответственно, планета очень молоды – их возраст оценивается всего в 5 млн. лет. Система удалена от Солнца на 145 ± 20 пк. Масса родительской звезды оценивается в 0.85 солнечных масс, радиус на 35% превышает солнечный. Видимо, звезда еще настолько молода, что продолжает постепенно сжиматься (ее размер по достижении главной последовательности окажется в полтора раза меньше нынешнего).
Авторы работы поискали другие планеты рядом с этой звездой и ничего не нашли. Они дают верхние пределы на наличие других планет: на расстоянии 440 а.е. от звезды нет планет тяжелее 1 массы Юпитера, на расстоянии 100 а.е. нет планет массивнее 2 масс Юпитера, и наконец, на расстоянии 50 а.е. нет планет массивнее 8 масс Юпитера.
Надо сказать, наличие массивной планеты так далеко от звезды вызывает вопрос, как она там оказалась. Пока с этим нет ясности.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/719/1/497/pdf/0004-637X_719_1_497.pdf

 

 

22 июня 2010
Получено прямое изображение планеты Бета Живописца b!
прямая ссылка на эту новость

Бета Живописца – близкая молодая звезда. Она удалена от Солнца на 19.3 ± 0.2 пк, ее спектральный класс A6 V, масса составляет 1.75 масс Солнца, радиус – 1.8 радиусов Солнца, светимость в 8.7 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 8-20 млн. лет.
Еще в 80-е годы прошлого века инфракрасный космический телескоп IRAS обнаружил у Беты Живописца избыток инфракрасного излучения, который был объяснен наличием возле нее протяженного (сотни а.е.) пылевого диска, видимого почти с ребра. В течение последующих 25 лет звезда и диск вокруг нее активно изучались как с помощью наземных телескопов, так и с помощью орбитального телескопа им. Хаббла. Заметная асимметрия диска (его внутренние части наклонены на 5 градусов относительно плоскости основного диска) говорила о возможности наличия в нем молодой массивной планеты.

Пылевой диск вокруг Беты Живописца и наложенные на него снимки планеты, сделанные в 2003 и 2009 годах

В 2003 году на снимках диска Беты Живописца, сделанных в инфракрасных лучах, был замечен тусклый точечный объект, удаленный от звезды примерно на 8 а.е. (в проекции на небесную сферу). Но было непонятно, что это такое – планета, вращающаяся вокруг Беты Живописца, или объект заднего фона? На снимках, сделанных позже, этого объекта не было. Но в конце 2009 года его снова удалось обнаружить – уже по другую сторону от звезды! Видимо, в 2004-2008 годах он подходил слишком близко к звезде и тонул в ее лучах. В пределах погрешностей планета вращается в плоскости диска.
Пока о планете Бета Живописца b известно немного. Ее масса оценивается в 6-13 масс Юпитера, период обращения около 17 лет, большая полуось орбиты – 12 ± 4 а.е. В ближайшие годы планируется проследить ее орбитальное движение и более точно определить ее параметры.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1024/eso1024.pdf
О Бете Живописца на Астронете: http://www.astronet.ru/db/msg/1245546

 

 

18 июня 2010
Шесть новых транзитных планет от COROT (продолжение)
прямая ссылка на эту новость

Солнцеподобная звезда CoRoT-12 удалена от Солнца на 1150 ± 85 пк. Ее спектральный класс G2 V, масса оценивается в 1.08 ± 0.07 масс Солнца, радиус – в 1.12 ± 0.09 радиусов Солнца, светимость близка к 1.16 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная масса планеты CoRoT-12 b оценивается в 0.917 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – в 1.44 ± 0.13 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.41 г/куб.см и второй космической скорости около 48 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.04 а.е. (6 млн.км) и эксцентриситетом 0.07 -0.04/+0.06, и делает один оборот за 2.82804 ± 0.00001 земных суток. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Еще одна солнцеподобная звезда CoRoT-13 удалена от Солнца на 1310 ± 100 пк. Ее спектральный класс G0 V, масса составляет 1.09 ± 0.02 масс Солнца, радиус - 1.01 ± 0.03 радиусов Солнца, светимость оценивается в 1.14 солнечных. Содержание тяжелых элементов также близко к солнечному значению.
Истинная масса планеты CoRoT-13 b - 1.308 ± 0.066 масс Юпитера, зато радиус составляет всего 0.885 ± 0.014 радиусов Юпитера, что приводит к неожиданно высокой (для такой массы и температурного режима) средней плотности планеты - 2.34 ± 0.23 г/куб.см. Это говорит о наличии у нее массивного ядра из тяжелых элементов, чью массу авторы открытия оценивают в 140-300 масс Земли (0.44-0.94 масс Юпитера). Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.051 ± 0.003 а.е. (7.7 млн. км) и делает один оборот за 4.03519 ± 0.00003 земных суток.
Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1700К (в предположении нулевого альбедо).

Звезда CoRoT-14 имеет спектральный класс F9 V. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.09 масс Солнца, радиус - 1.21 ± 0.08 радиусов Солнца, светимость близка к 1.74 солнечным светимостям. Расстояние до звезды не сообщается, но, зная видимую величину этой звезды (+16.03), его можно оценить в 2300 пк.
Планета CoRoT-14 b отличается высокой массой – она достигает 7.6 ± 0.5 масс Юпитера. Радиус планеты оценивается в 1.09 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 7.8 г/куб.см (больше плотности стали!) и второй космической скорости 158 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите и делает один оборот за 1.51215 ± 0.0001 земных суток. Расстояние от планеты до звезды не сообщается, но его можно вычислить по законам Кеплера (у меня получилось 4 млн.км или 0.27 а.е.).

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/12/aa14981-10.pdf (О CoRoT-12 b)
http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/14/aa15154-10.pdf (О CoRoT-13 b)
http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/04/aa15480-10.pdf (О CoRoT-14 b)

 

 

17 июня 2010
Шесть новых транзитных планет от COROT
прямая ссылка на эту новость

Несколько дней назад группа астрофизиков, изучающих данные с европейского спутника COROT, объявила об открытии шести новых транзитных экзопланет, получивших названия CoRoT-8 b, CoRoT-10 b, CoRoT-11 b, CoRoT-12 b, CoRoT-13 b и CoRoT-14 b.
Спутник CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits = Конвекция, Вращение и планетные Транзиты) был запущен 27 декабря 2006 года и проработает до 31 марта 2013 года. Он предназначен для выполнения двух важных задач: изучения звезд методом астросейсмологии и поиска внесолнечных планет методом транзитов. С его помощью уже было открыто 7 планет и один коричневый карлик (в том числе – первая транзитная суперземля CoRoT-7 b), еще множество планетных кандидатов ждут измерения массы и подтверждения своей планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Звезда CoRoT-8 удалена от Солнца на 380 ± 30 пк. Ее спектральный класс K1 V, масса оценивается в 0.88 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 0.77 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет около 19% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов: их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная) масса планеты CoRoT-8 b равна 0.22 ± 0.03 масс Юпитера (70 ± 9 масс Земли), радиус – 0.57 ± 0.02 радиусов Юпитера (6.4 ± 0.2 радиуса Земли), что приводит к средней плотности планеты 1.6 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 37 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.063 ± 0.001 а.е. (9.5 млн. км или 17.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.21229 ± 0.00003 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что достаточно высокая средняя плотность планеты, близкая к средней плотности Нептуна, говорит о наличии у нее крупного ядра из тяжелых элементов, чья масса оценивается в 47-63 масс Земли (соответственно, на массу водородно-гелиевой атмосферы остается 7-23 масс Земли). По своим массе, радиусу и химическому составу планета CoRoT-8 b лежит на границе между газовыми гигантами и нептунами, что делает ее изучение особенно интересным. Ее тепловой режим соответствует очень теплым планетам (a/Rэф ~ 0.15), эффективная температура оценивается в 925К (в предположении нулевого альбедо).

Звезда CoRoT-10 удалена от Солнца на 345 ± 70 пк. Она очень похожа на звезду CoRoT-8: ее спектральный класс K1 V, масса оценивается в 0.89 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 0.79 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость составляет около 0.1 светимости Солнца. Звезда также отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раза больше, чем на Солнце.
Истинная масса планеты CoRoT-10 b оценивается в 2.75 ± 0.16 масс Юпитера, ее радиус составляет 0.97 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты в 3.7 ± 0.8 г/куб.см и второй космической скорости около 100 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1055 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.53 ± 0.04 (!), и делает один оборот за 13.2406 ± 0.0002 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.05 а.е. в перицентре до 0.16 а.е. в апоцентре, т.е. более чем в три раза. Ее тепловой режим соответствует очень теплым планетам, а эффективная температура оценивается в 600 ± 23 К (возможно, меняется от 518 до 935К).
Авторы открытия оценили массу ядра планеты в 120-240 масс Земли, т.е. в 14-28% ее полной массы.
Интересно, что из-за высокого эксцентриситета и, соответственно, неравномерного движения по орбите, CoRoT-10 b не может быть захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и не повернута к своей звезде только одной стороной. Из-за сильного приливного воздействия в перицентре и гораздо более слабого в апоцентре планета может быть захвачена в псевдо-синхронное вращение с периодом около 4.25 ± 0.53 земных суток. Так это или нет, покажут дальнейшие наблюдения.

Звезда CoRoT-11 удалена от Солнца на 560 ± 30 пк. Ее спектральный класс F6 V, масса оценивается в 1.27 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.37 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.9 раза превышает солнечную. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.
Истинная масса планеты CoRoT-11 b равна 2.33 ± 0.34 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.43 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.99 ± 0.15 г/куб.см и второй космической скорости около 77 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.044 ± 0.005 а.е. (6.6 млн. км или 6.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.99433 ± 0.00001 земных суток.
Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1657 ± 55 К. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Продолжение следует.

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/12/aa14775-10.pdf (О CoRoT8 b)
http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/12/aa14943-10.pdf (О CoRoT-10 b)
http://arxiv.org/pdf/1206.4037v2.pdf (О CoRoT-11 b)

 

 

1 июня 2010
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-15 b
прямая ссылка на эту новость

Группа венгерских астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, в содружестве с Калифорнийской группой объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-15 b.

Звезда HAT-P-15 (она же GSC 2883-01687) удалена от Солнца на 190 ± 8 пк. Ее спектральный класс G5, масса, радиус и светимость близки к солнечным. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 7 ± 2 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса планеты HAT-P-15 b составляет 1.946 ± 0.066 масс Юпитера, радиус - 1.072 ± 0.043 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.96 ± 0.22 г/куб.см и второй космической скорости около 81 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0964 ± 0.0014 а.е. и эксцентриситетом 0.190 ± 0.019, и делает один оборот за 10.8635 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.078 а.е. в перицентре до 0.114 а.е. в апоцентре.
Сравнение параметров планеты с модельными расчетами говорит о ее преимущественно водородно-гелиевом составе со сравнительно небольшой (~ 10 масс Земли) примесью тяжелых элементов. Эффективная температура HAT-P-15 b оценивается в 904 ± 20 К, что заметно ниже, чем у большинства известных транзитных планет. Дальнейшее изучение HAT-P-15 b (для которой a/Rэф ~ 0.1) поможет понять атмосферную динамику планет, более прохладных, чем обычные горячие юпитеры.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1005/1005.5300v1.pdf

 

 

19 мая 2010
Массивная планета рядом с красным гигантом
прямая ссылка на эту новость

17 мая 2010 года группа японских астрономов под руководством Сато (Bun'ei Sato) объявила об открытии новой экзопланеты у красного гиганта HD 145457. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Начиная с 2001 года, японцы наблюдают примерно 600 желтых и красных гигантов и субгигантов, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A или поздний B. Их интерес именно к проэволюционировавшим звездам вызван тем, что непосредственный поиск планет у AB-звезд затруднен из-за отсутствия в их спектрах узких линий (а значит, и невозможности точно измерить лучевую скорость такой звезды).
За время работы обзора уже было открыто 9 планет и 1 коричневый карлик.

Итак, звезда HD 145457 (HIP 79219) удалена от Солнца на 126 ± 12 пк. Это красный гигант спектрального класса K0 III, чья масса составляет 1.9 ± 0.3 масс Солнца, радиус превышает солнечный в 10 ± 0.5 раз, а светимость достигает 45 ± 8 солнечных.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 145457 b составляет 2.9 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.76 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.035 и делает один оборот за 176.3 ± 0.4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.68 а.е. в перицентре до 0.84 а.е. в апоцентре. Несмотря на довольно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды планета является очень теплым гигантом (a/Rэф = 0.11).

Авторы открытия отмечают, что новая планета хорошо укладывается в закономерность, уже подмеченную для планет, вращающихся вокруг звезд умеренной массы (от 1.5 до 5 масс Солнца): она массивна, имеет небольшой эксцентриситет и находится на довольно широкой орбите. Таким образом, планетные системы звезд умеренной массы заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных (FGK) звезд и звезд красных карликов.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1005/1005.2860v1.pdf

 

 

15 мая 2010
Транзитный горячий гигант HAT-P-16 b
прямая ссылка на эту новость

12 мая 2010 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья международной группы астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии новой транзитной планеты - горячего гиганта HAT-P-16 b.
Проект HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network = Сеть автоматических телескопов, сделанных в Венгрии) работает с 2003 года. Сеть включает в себя шесть широкоугольных автоматических телескопа, четыре из них расположены на обсерватории имени Фреда Лоуренса в Аризоне, еще два находятся в Южной Африке. К настоящему времени наблюдениями было покрыто около 11% северного неба. В рамках проекта снимаются кривые блеска множества звезд, чья видимая звездная величина лежит в интервале от +8 до +12.5, с целью поиска транзитов - т.е. событий прохода планет по диску своих звезд.

Итак, звезда HAT-P-16 удалена от Солнца на 235 ± 10 пк. Ее спектральный класс F8, масса оценивается в 1.22 ± 0.04 масс Солнца, светимость составляет 2 ± 0.2 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза превышает солнечное значение. Возраст звезды оценивается в 2.0 ± 0.8 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-16 b составляет 4.2 ± 0.1 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.29 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 2.42 ± 0.35 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0413 ± 0.0004 а.е. (6.2 млн.км) и эксцентриситетом 0.036, и делает один оборот за 2.775960 ± 0.000003 земных суток.
По своим свойствам планета HAT-P-16 b является типичным горячим гигантом.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/720/2/1118/pdf/0004-637X_720_2_1118.pdf

 

 

29 апреля 2010
Экзосатурн в обитаемой зоне у близкого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

26 апреля 2010 года Калифорнийская группа объявила об открытии новой планеты у сравнительно близкого красного карлика HIP 57050. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрометра HIRES.

Звезда HIP 57050 (она же GJ 1148, она же Ross 1003) удалена от Солнца на 11 ± 0.4 пк. Это красный карлик спектрального класса M4 V, чья масса оценивается в 0.34 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.4 солнечных радиусов, а светимость составляет 0.01486 светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе Солнца.
Минимальная масса планеты HIP 57050 b (параметр m sin i) оценивается в 0.3 ± 0.03 масс Юпитера, т.е. примерно равна массе Сатурна. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.1635 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.09, и делает один оборот за 41.4 ± 0.02 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется примерно от 0.11 а.е. в перицентре до 0.21 а.е. в апоцентре.
Температурный режим планеты меняется грубо от температурного режима Земли до температурного режима Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Авторы открытия отмечают, что лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф, что говорит о наличии в системе дополнительных небесных тел. Возможно, после дальнейших тщательных наблюдений за системой и выяснения орбитальных параметров этих тел эксцентриситет HIP 57050 b окажется заметно ниже (в истории экзопланетной астрономии так было уже не раз).

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/715/1/271/pdf/0004-637X_715_1_271.pdf

 

 

22 апреля 2010
WASP-33 b - транзитная планета у А-звезды
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство планет, открытых на данный момент, вращается вокруг звезд поздних спектральных классов (FGKM), хотя теории образования планет предсказывают наибольшую частоту образования планет-гигантов у А и В-звезд. Причиной, по которой теория так сильно расходится с наблюдениями, являются «неудачные» спектры звезд ранних спектральных классов – с редкими размытыми линиями, не позволяющими измерять лучевые скорости этих звезд с удовлетворительной точностью. Лишь после схода А-звезд с главной последовательности и превращения их в желтые и оранжевые гиганты (что приводит к охлаждению звездных фотосфер и появлению в их спектрах многочисленных узких линий) становится возможным обнаруживать рядом с ними планетные системы. Тем интереснее выглядит открытие транзитной планеты у яркой (видимая звездная величина +8.3) быстро вращающейся звезды WASP-33 (она же HD 15082, она же HIP 11397) спектрального класса А.

Звезда WASP-33 удалена от Солнца на 116 ± 16 пк. Ее спектральный класс называется очень хитро: kA5hA8mF4 (т.е. А5 по линии K ионизированного кальция Ca II, А8 по линиям водорода и F4 по линиям металлов). Авторы статьи оценили ее температуру в 7400 ± 200 K, массу в 1.495 ± 0.03 масс Солнца, радиус в 1.444 ± 0.034 радиусов Солнца, откуда можно оценить светимость звезды примерно в 5.6 светимостей Солнца.
Из наблюдений кривой блеска этой звезды были определены геометрические параметры затмевающего звезду тела: радиус – 1.5 ± 0.05 радиусов Юпитера, орбитальный период – 1.219867 ± 0.000001 земных суток, расстояние между звездой и затмевающим телом – 0.0256 ± 0.0002 а.е. (всего 3.8 млн.км!) Измерения лучевой скорости звезды дали только верхнюю оценку массы транзитного объекта – 4 массы Юпитера, что говорит о планетной природе этого небесного тела. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты – она оказалась исключительно велика и сравнима с температурой маломассивных звезд главной последовательности – около 2700К.
Дополнительно был обнаружен линейный дрейф лучевой скорости звезды в -18 ± 3 м/сек за сутки, что говорит о присутствии в системе еще одного компаньона (коричневого карлика или маломассивной звезды) с периодом больше 200 суток, чью массу можно оценить по формуле
Mc = 0.036 (ac = AU)2 масс Солнца.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/cameron2010_wasp33.pdf

 

 

21 апреля 2010
Горячий сатурн WASP-29 b
прямая ссылка на эту новость

Еще одной интересной планетой, анонсированной 14 апреля группой SuperWASP, является транзитный горячий сатурн WASP-29 b.
«Сатурнами» неофициально зовут сравнительно маломассивные газовые гиганты, чья масса попадает в интервал 0.2-0.4 масс Юпитера. Их известно сравнительно немного: помимо собственно Сатурна, из транзитных планет (т.е. планет, у которых определена истинная масса, а не ее нижний предел m sin i) сюда попадают HD 149026 b с массой 0.36 масс Юпитера, HAT-P-12 b с массой 0.211 масс Юпитера и WASP-21 b с массой 0.3 масс Юпитера. Планета WASP-29 b оказывается в той же куче.

Звезда WASP-29 удалена от Солнца на 80 пк. Ее спектральный класс K4 V, масса оценивается в 0.824 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.846 ± 0.05 радиусов Солнца, светимость составляет примерно 28% от солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды немного (примерно на 30%) превышает солнечное.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-29 b оценивается в 0.248 ± 0.02 масс Юпитера или 79 ± 6 масс Земли, радиус составляет 0.74 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.8 ± 0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 35 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0456 ± 0.0006 а.е. (6.8 млн. км) и делает один оборот за 3.92273 ± 0.00004 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 994 ± 45 К.

Сравнение параметров WASP-29 b с модельными расчетами привело авторов к выводу, что планета имеет ядро из тяжелых элементов, чья масса близка к 25 массам Земли. Это меньше, чем масса ядра HD149026 b (более 50 масс Земли), но больше, чем масса ядра HAT-P-12 b (менее 10 масс Земли), и прекрасно согласуется с умеренной металличностью родительской звезды WASP-29.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/hellier2010_wasp29.pdf

 

 

20 апреля 2010
WASP-25 b и WASP-28 b
прямая ссылка на эту новость

Еще одной транзитной планетой, открытой в рамках проекта SuperWASP, стал горячий гигант WASP-25 b.

WASP-25 – солнцеподобная звезда спектрального класса G4 V. Ее масса равна массе Солнца, радиус на 5% меньше солнечного радиуса, а светимость составляет примерно 86% от светимости Солнца. Расстояние до звезды в статье не приводится, но, зная видимую звездную величину WASP-25, равную +11.88, можно оценить и расстояние до нее – приблизительно 240 пк.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-25 b составляет 0.58 ± 0.04 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.26 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 41 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0474 ± 0.0004 а.е. (7 млн. км) и делает один оборот за 3.76483 ± 0.00005 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1231 ± 40 К.

Обобщив данные о соотношении массы и радиуса 12 транзитных экзопланет с массами от 0.4 до 0.7 масс Юпитера, европейские астрономы представили эмпирическую формулу, описывающую это соотношение:
Rp = 0.3691 ? 0.3481 [Fe/H] + 6.309 (Tэф/1000К) (в радиусах Юпитера)

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/enoch2010_wasp25.pdf

Звезда WASP-28 – солнцеподобная звезда немного массивнее и ярче Солнца. Ее спектральный класс лежит в интервале F8-G0, масса оценивается в 1.08 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 1.05 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость составляет примерно полторы солнечных. Зная видимую звездную величину WASP-28, равную +12, можно вычислить расстояние до звезды – оно составляет примерно 330-340 пк. Звезда WASP-28 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Масса планеты WASP-28 b - 0.91 ± 0.06 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.12 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.865 ± 0.15 г/куб.см и второй космической скорости, близкой к 54 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0455 ± 0.0005 а.е. и эксцентриситетом 0.046 ± 0.03 (небольшим, но не равным нулю!), и делает один оборот за 3.408821 ± 0.000015 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1410 ± 60 К.

Сравнивая параметры планеты с модельными расчетами, авторы отмечают, что планета WASP-28 b, скорее всего, не имеет массивного ядра из тяжелых элементов – его массовая доля не превышает 10 масс Земли. Этот факт легко объясним пониженной металличностью родительской звезды (точнее, протопланетного облака, из которого образовалась система WASP-28).

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/west2010_wasp28.pdf

 

 

17 апреля 2010
Еще две планеты от SuperWASP: горячий сатурн и горячий юпитер
прямая ссылка на эту новость

Продолжаю рассказывать о новых транзитных экзопланетах, анонсированных европейскими астрофизиками 14 апреля. Одной из них стал горячий сатурн WASP-21 b.
Звезда WASP-21 удалена от Солнца на 230 ± 30 пк. Ее спектральный класс G3 V, масса оценивается в 1.01 ± 0.025 масс Солнца, радиус составляет 1.06 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно равна солнечной. Звезда отличается низким содержанием тяжелых элементов – их почти в 3 раза меньше, чем на Солнце!
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-21 b - 0.300 ± 0.01 масс Юпитера. При массе Сатурна планета имеет размер, превышающий размер Юпитера – ее радиус составляет 1.07 ± 0.05 радиуса Юпитера. Это приводит к низкой средней плотности планеты – всего 0.32 ± 0.05 г/куб.см, что делает WASP-21 b одной из самых неплотных транзитных планет, известных на данный момент. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.052 а.е. (7.8 млн.км) и делает один оборот за 4.322482 ± 0.00002 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что между металличностью звезды и плотностью транзитных экзопланет с массой, близкой к массе Сатурна, есть прямая зависимость – чем больше тяжелых элементов входит в состав родительской звезды, тем плотнее оказывается транзитный экзосатурн.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/bouchy2010_wasp21.pdf

Еще одна транзитная планета, открытая в рамках проекта SuperWASP – горячий гигант WASP-24 b.
Его родительская звезда WASP-24 удалена от Солнца примерно на 250 пк. Ее спектральный класс F8 или F9, масса оценивается в 1.13 ± 0.03 масс Солнца, радиус составляет 1.15 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно на 60% превышает солнечную.
Масса планеты WASP-24 b – 1.03 ± 0.04 масс Юпитера, ее радиус – 1.1 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.02 ± 0.16 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0359 ± 0.0003 а.е. (5.4 млн. км) и делает один оборот за 2.341208 ± 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1660 ± 44К.
По своим параметрам WASP-24 b – типичный горячий гигант (его свойства близки к свойствам большинства подобных объектов).

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/street2010_wasp24.pdf

 

 

15 апреля 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-22 b
прямая ссылка на эту новость

Группа SuperWASP продолжает анонсировать новые транзитные экзопланеты, открытые в рамках работы этого проекта. 13 апреля европейские астрономы объявили об открытии транзитного горячего гиганта WASP-22 b.

Звезда WASP-22 немного больше и горячее Солнца. Ее спектральный класс не сообщается, но, судя по температуре фотосферы, близкой к 6000К, он должен лежать в интервале F9-G1. Ее масса оценивается в 1.1 ± 0.3 массы Солнца, радиус – в 1.13 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к полутора светимостям Солнца. При видимой звездной величине, равной +12, WASP-22 должна быть удалена от Солнца примерно на 300-340 пк.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-22 b составляет 0.56 ± 0.02 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.12 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.53 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 42 км/сек.
Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0468 ± 0.0004 а.е. (7 млн. км) и эксцентриситетом 0.023 ± 0.012, и делает один оборот за 3.53269 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1430 ± 30 K.

Судя по дополнительному дрейфу лучевой скорости звезды в 40 ± 5 м/сек в год, в системе присутствует еще одно небесное тело на внешней орбите - массивная планета, коричневый карлик или маломассивная звезда.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/maxted2010_wasp22.pdf

 

 

14 апреля 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-26 b
прямая ссылка на эту новость

12 апреля 2010 года группа европейских астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-26 b.
Проект SuperWASP основан на работе двух автоматических телескопов, один из которых расположен на Канарских островах, а другой – в Южной Африке. Две широкоугольные камеры снимают кривые блеска сразу множества звезд для того, чтобы находить транзиты – события прохождения планет по дискам своих звезд, что приводит к периодическому небольшому (обычно на 1-2%) уменьшению их блеска. Проект рассчитан на обнаружение транзитов у сравнительно ярких звезд (с видимой звездной величиной от 9 до 13 звездных величин).

Видимая звездная величина звезды WASP-26 – 11.3. Ее спектральный класс G0, масса составляет 1.12 ± 0.03 солнечных масс, радиус оценивается в 1.34 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость близка к 2 светимостям Солнца. Звезда входит в состав широкой звездной пары, ее компаньон – звезда главной последовательности спектрального класса К, удаленная на расстояние около 3800 а.е. с орбитальным периодом, превышающем 170 тыс. лет. Возраст системы оценивается в 6 ± 2 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-26 b близка к массе Юпитера, радиус оценивается в 1.32 ± 0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты в 0.59 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 53 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0400 ± 0.0003 а.е. (6 млн. км) и делает один оборот за 2.7566 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру WASP-26 b в 1660 ± 40K.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1004.1542v1.pdf

 

 

23 марта 2010
Семь новых планет-гигантов у проэволюционировавших звезд
прямая ссылка на эту новость

19 марта Калифорнийская группа объявила об открытии семи новых планет гигантов рядом со звездами-субгигантами промежуточной массы, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A, но уже проделали заметный путь в сторону превращения в красные гиганты. Открытия сделаны методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на обсерватории им. Кека.
Начиная с апреля 2007 года указанная группа товарищей отслеживала лучевые скорости примерно 500 звезд-субгигантов с видимой звездной величиной больше +8.5 (т.е. довольно ярких). Точность измерения лучевых скоростей оказалась близка к 5 м/сек. Все новые планеты являются массивными (с массой, превышающей массу Юпитера) и находятся на широких орбитах.

Итак, звезда HD 4313 (она же HIP 3574) удалена от Солнца на 137 ± 14 пк. Это желтый субгигант спектрального класса G5, чья масса превышает солнечную в 1.72 ± 0.12 раза, радиус составляет 4.9 ± 0.1 солнечных радиусов, а светимость достигает 14.1 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 2 ± 0.5 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 4313 b (параметр m sin i) составляет 2.3 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.19 ± 0.03 а.е. и делает один оборот за 356.0 ± 2.6 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.3).

Звезда HD 95089 (она же HIP 53666) удалена от Солнца на 139 ± 16 пк. Ее спектральный класс K0, масса составляет 1.58 ± 0.11 масс Солнца, радиус превышает солнечный в 4.9 ± 0.1 раза, светимость достигает 13.5 ± 0.5 солнечных. Возраст звезды оценивается в 2.5 ± 0.9 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 95089 b - 1.2 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.51 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.157 ± 0.086, и делает один оборот за 507 ± 16 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется примерно от 1.27 а.е. в перицентре до 1.75 в апоцентре. Тепловой режим планеты соответствует тепловому режиму Меркурия.
Помимо периодического сигнала, вызванного влиянием планеты HD 95089 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф в 31 м/сек, что говорит о наличии в системе дополнительного компаньона (планеты или коричневого карлика) на более широкой орбите.

Звезда HD 181342 (она же HIP 95124) удалена от Солнца на 110.6 ± 7.5 пк. Это оранжевый субгигант спектрального класса K0 III, чья масса и радиус превышают солнечные, соответственно, в 1.84 ± 0.13 и 4.6 ± 0.1 раза. Светимость звезды составляет 12.0 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 1.8 ± 0.4 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 181342 b - 3.3 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.78 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.177 ± 0.057, и делает один оборот за 663 ± 29 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.46 а.е. в перицентре до 2.1 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты является промежуточным между тепловыми режимами Венеры и Меркурия.

Звезда HD 206610 (она же HIP 107251) удалена от Солнца на 194 ± 36 пк. Ее спектральный класс K0, масса составляет 1.56 ± 0.11 солнечных масс, радиус - 6.1 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 18.9 ± 0.6 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 3 ± 1 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 206610 b - 2.2 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.68 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.23 ± 0.06, и делает один оборот за 610 ± 13 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.29 а.е. в перицентре до 2.07 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Звезда HD 180902 (она же HIP 94951) удалена от Солнца на 110 ± 10 пк. Это оранжевый субгигант спектрального класса K0 III, чья масса и радиус превышают солнечные, соответственно, в 1.52 ± 0.11 и 4.1 ± 0.1 раза. Светимость звезды составляет 9.4 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 2.8 ± 0.7 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 180902 b – 1.6 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.39 ± 0.04 а.е. и делает один оборот за 479 ± 13 земных суток. Тепловой режим планеты также примерно соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.45).
Помимо периодического сигнала, вызванного влиянием планеты HD 180902 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф в 135 м/сек, что говорит о наличии в системе дополнительного компаньона на более широкой орбите (скорее всего, коричневого карлика).

Звезда HD 136418 (она же HIP 74961) удалена от Солнца на 98 ± 5.6 пк. Это желтый субгигант спектрального класса G5, чья масса составляет 1.33 ± 0.09 солнечных масс, а радиус - 3.4 ± 0.1 солнечных радиусов. Светимость звезды превышает солнечную в 6.8 ± 0.5 раза. Возраст звезды оценивается в 4 ± 1 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 136418 b - 2.0 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.32 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.255 ± 0.04, и делает один оборот за 464.3 ± 3.2 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.98 а.е. в перицентре до 1.66 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты меняется от теплового режима Меркурия до теплового режима Венеры.

Звезда HD 212771 (она же HIP 110813) удалена от Солнца на 131 ± 14 пк. Ее спектральный класс G8 IV, масса равна 1.15 ± 0.08 масс Солнца, радиус составляет 5.0 ± 0.1 радиусов Солнца, светимость достигает 15.4 ± 0.5 солнечных. Возраст звезды оценивается в 6 ± 2 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 212771 b оценивается в 2.3 ± 0.4 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.22 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.06, и делает один оборот за 373.3 ± 3.4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.09 а.е. в перицентре до 1.35 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Новые планеты укладываются в закономерность, уже подмеченную для планетных систем бывших А-звезд: они массивны и находятся на широких орбитах. Причину отличия таких систем от планетных систем FGK (солнцеподобных) звезд еще предстоит выяснить.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1003/1003.3445v1.pdf

 

 

19 марта 2010
Первый транзитный теплый гигант на 95-дневной орбите
прямая ссылка на эту новость

17 марта 2010 года в журнале Nature появилась статья Женевской группы о планете, слухи о которой ходили больше года – о транзитном теплом гиганте CoRoT-9 b. К сожалению, полный текст статьи недоступен, но на сайте журнала можно прочитать абстракт. На данный момент это самая прохладная транзитная планета из известных – ее тепловой режим оказывается промежуточным между тепловыми режимами Меркурия и Венеры.

Звезда CoRoT-9 удалена от Солнца примерно на 460 пк. По своим свойствам она очень похожа на Солнце: ее масса составляет 0.99 ± 0.04 солнечных масс, радиус оценивается в 0.94 ± 0.04 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов также близко к солнечному. Светимость звезды составляет примерно 58% от светимости Солнца.
Истинная (не минимальная!) масса планеты CoRoT-9 b равна 0.84 ± 0.07 масс Юпитера, радиус составляет 1.05 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности примерно 0.97 г/куб.см. и второй космической скорости около 54 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.407 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.04, и делает один оборот за 95.2738 ± 0.0014 земных суток.

О CoRoT-9 в Энциклопедии внесолнечных планет

 

 

13 марта 2010
Открыт новый транзитный горячий гигант
прямая ссылка на эту новость

12 марта 2010 года международная группа астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, объявила об открытии нового горячего гиганта HAT-P-14 b. Открытие было сделано транзитным методом и подтверждено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Звезда HAT-P-14 (она же GSC 3086-00152) удалена от Солнца на 205 ± 11 пк. Ее эффективная температура равна 6600 ± 90 К, что соответствует спектральному классу F4 – F6. Масса звезды оценивается в 1.386 ± 0.045 масс Солнца, радиус - 1.468 ± 0.054 радиусов Солнца, светимость превышает солнечную в 3.66 ± 0.37 раза. Возраст системы оценивается в 1.3 млрд. лет.
Истинная масса планеты HAT-P-14 b - 2.23 ± 0.06 масс Юпитера, радиус составляет 1.15 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 1.82 ± 0.24 г/куб.см. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0606 ± 0.0007 а.е. и эксцентриситетом 0.107 ± 0.013, и делает один оборот за 4.627669 ± 0.000005 земных суток. Температура планеты оценивается в 1570 ± 34 К.
Сравнительно небольшой радиус планеты говорит о том, что в ее составе довольно много тяжелых элементов. Авторы открытия оценили их количество в 50 масс Земли или 7% от общей массы планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1003.2211v2.pdf

 

 

9 марта 2010
Третья планета в системе 47 Большой Медведицы
прямая ссылка на эту новость

6 марта 2010 года в Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о третьей, самой внешней планете системы 47 Большой Медведицы. Сообщение об этом открытии было сделано членами Калифорнийской группы Филипом Грегори и Деброй Фишер.

Открытие было сделано методом измерения лучевой скорости родительской звезды. Звезда 47 Ursae Majoris (HD 95128, HIP 53721) – сравнительно близкая (14 пк) солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V. Ее масса на 3%, а светимость на 35% больше массы и светимости Солнца. Возраст звезды оценивается в 7.4 ± 1.9 млрд. лет.
В 1996 году рядом с ней был открыт холодный гигант 47 UMa b с минимальной массой 2.6 масс Юпитера, большой полуосью 2.11 а.е. и периодом 1083 земных суток, а в 2001 году – еще один холодный гигант 47 UMa c минимальной массой 0.46 масс Юпитера, большой полуосью 3.39 а.е. и периодом около 2200 суток.
Длинный ряд наблюдений, превышающий 15 лет, позволил обнаружить третью планету в этой системе. Пока ее параметры определены с большими погрешностями. Минимальная масса 47 UMa d составляет 1.6 -0.5/+0.3 масс Юпитера, большая полуось орбиты оценивается в 11.6 -2.9/+2.1 а.е., эксцентриситет равен 0.16 -0.16/+0.09. Температурный режим новой планеты примерно соответствует температурному режиму Сатурна.

Правильные, близкие к круговым орбиты планет в этой системе и отсутствие планет-гигантов на близких к звезде орбитах делают эту планетную систему похожей на Солнечную. Почти наверняка рядом с 47 UMa есть и другие планеты, пока не открытые вследствие их малой массы и/или удаленности от родительской звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1003.5549v1.pdf

 

 

6 февраля 2010
Пять новых планет-гигантов на эксцентричных орбитах
прямая ссылка на эту новость

Международная группа астрофизиков, работающих в рамках Magellan Planet Search Program (Программа поиска планет на телескопе им. Магеллана), объявила об открытии пяти массивных планет гигантов на эксцентричных орбитах. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
Наблюдения по данной программе начались в декабре 2002 года. Для получения спектров использовался спектрограф MIKE, смонтированный на 6,5-метровом телескопе им. Магеллана II. Измерениями оказались охвачены примерно 400 звезд спектральных классов от F7 до M5. Точность измерения лучевых скоростей звезд составила ~5 м/сек.
Звезда HD 164604 удалена от Солнца на 38 пк. Ее спектральный класс K2 V, масса оценивается в 0.8 солнечных масс, светимость составляет 22% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса планеты HD 164604 b (параметр m sin i) - 2.7 ± 1.3 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.3 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.14, и делает один оборот за 606 ± 9 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1 а.е. в перицентре до 1.6 а.е. в апоцентре. Температурный режим планеты соответствует поясу астероидов в Солнечной системе.
Звезда HD 129445 удалена от Солнца на 67.6 пк. Это желтый карлик спектрального класса G6 V с массой, близкой к солнечной, и светимостью, немного (на 14%) превышающей светимость Солнца. Звезда отличается высокой металличностью: тяжелых элементов в ее составе в 1.8 раза больше, чем на Солнце.
Минимальная масса планеты HD 129445 b – 1.6 ± 0.6 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по высокоэллиптичной орбите (эксцентриситет достигает 0.7 ± 0.1) с большой полуосью 2.9 ± 0.2 а.е. и делает один оборот за 1840 ± 55 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.87 а.е. до 4.93 а.е., т.е. почти в 6 раз. Температурный режим планеты меняется (грубо) от температурного режима Венеры до температурного режима Юпитера.
HD 86226 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Она удалена от Солнца на 42.5 пк, ее масса оценивается в 1.02 масс Солнца, а светимость примерно равна солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды также очень близко к солнечному.
Минимальная масса планеты HD 86226 b – 1.5 ± 1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с еще большим эксцентриситетом, чем орбита HD 129445 b – эксцентриситет орбиты HD 86226 b достигает 0.73 ± 0.2! Большая полуось орбиты – 2.6 ± 0.4 а.е., расстояние между планетой и звездой меняется от 0.7 до 4.5 а.е. Температурный режим планеты, как и у HD 129445 b , меняется от температурного режима Венеры до температурного режима Юпитера.
Звезда HD 175167 удалена от Солнца на 67 пк. Ее спектральный класс G5 IV, масса превышает солнечную в 1.1 раза, светимость составляет 2.34 светимости Солнца. По всей видимости, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Минимальная масса HD 175167 b – 7.8 ± 3.5 масс Юпитера. Если наклонение орбиты этого объекта окажется меньше 37 градусов, истинная масса объекта превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом. Он вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 2.4 а.е. и эксцентриситетом 0.54 ± 0.09, и делает один оборот за 1290 ± 22 земных суток. Расстояние от объекта до звезды меняется от 1.1 а.е. до 3.7 а.е.
Наконец, звезда HD 152079 удалена от Солнца на 85 пк. Ее спектральный класс G6 V, масса слегка (на 2%) превышает массу Солнца, светимость составляет 1.28 солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза превышает солнечное значение.
Минимальная масса планеты HD 152079 b – 3 ± 2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 3.2 ± 2 а.е. и делает один оборот за 2097 ± 930 земных суток, эксцентриситет орбиты составляет 0.6±0.24. Как мы видим, параметры этой планеты пока определены с большими погрешностями.
Авторы открытия отмечают, что происхождение высоких эксцентриситетов многих экзопланет остается головной болью теоретиков. По современным представлениям, планеты образуются в протопланетном диске, причем начальные орбиты этих планет должны быть близки к круговым. Считается, что высокий эксцентриситет планеты приобретают в дальнейшем в результате планет-планетного рассеяния или гравитационного взаимодействия со звездой-компаньоном (если родительская звезда входит в состав двойной или кратной звездной системы). От себя скажу, что наблюдения всех вышеперечисленных звезд (кроме HD 164604) охватывают только один орбитальный период их планет. Вполне возможно, что приведенные выше орбитальные решения являются на самом деле суперпозицией влияния нескольких планет-гигантов, находящихся на более круговых орбитах. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1001/1001.4093v2.pdf

 

 

22 января 2010
Новый транзитный горячий гигант CoRoT-6 b
прямая ссылка на эту новость

9 января 2010 года рабочая группа миссии КОРОТ опубликовала статью о шестой планете, открытой их спутником. Открытие было сделано методом транзитов и подтверждено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды на 1.93-метровом телескопе в обсерватории Haute-Provence Observatory (Франция).

CoRoT-6 – солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса F9 V. Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.05 масс Солнца, радиус – в 1.025 ± 0.026 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 1.3 светимости Солнца. Тяжелых элементов в составе этой звезды в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее видимой звездной величины, равной +13.9, его можно оценить в ~750 пк.
Истинная (не минимальная!) масса планеты CoRot-6 b составляет 2.96 ± 0.34 масс Юпитера, радиус - 1.166 ± 0.035 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.32 ± 0.31 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.1) на среднем расстоянии 0.0855 ± 0.0015 а.е. и делает один оборот за 8.886593 ± 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценили среднюю температуру планеты в 1017 ± 19К.

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/04/aa13767-09.pdf

 

 

20 января 2010
Легкий горячий нептун у звезды HD 1461
прямая ссылка на эту новость

Лучше поздно, чем никогда! Как оказалось, 14 декабря 2009 года Калифорнийская группа (помимо 61 Девы) презентовала еще одну планетную систему – HD 1461, включающую в себя легкий горячий нептун и еще две планеты, пока имеющие статус неподтвержденных. С опозданием рассказываю об этой системе.

Звезда HD 1461 (HIP 1499, HR 72) удалена от Солнца на 23.4 ± 0.5 пк. Ее спектральный класс G0 V, масса составляет 1.08 ± 0.04 масс Солнца по одним оценкам и 1.03+0.04/-0.03 по другим. Светимость составляет 1.19 ± 0.1 солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 60% превышает солнечное. Возраст системы оценивается примерно в 6.3 млрд. лет (с учетом всех возможных погрешностей, в 2-8.5 млрд. лет). Калифорнийская группа наблюдает за этой звездой уже более 12 лет.
Минимальная масса планеты HD 1461 b – 7.4 массы Земли (0.0239 ± 0.0038 масс Юпитера). Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0634 а.е. (9.5 млн. км) и эксцентриситетом 0.14 ± 0.19, и   делает один оборот за 5.773 ± 0.003 земных суток. Вероятность транзитной конфигурации для этой планеты – 8%, но пока никаких транзитов не обнаружено.
Помимо HD 1461 b, в этой системе присутствуют еще какие-то тела, поскольку лучевая скорость звезды демонстрирует заметный дополнительный дрейф. Авторы открытия предлагают двухпланетное и трехпланетное решение, причем трехпланетное решение лучше описывает наблюдательные данные. Выглядит оно так.
Средняя планета – HD 1461 c. Минимальная масса 0.07 ± 0.03 масс Юпитера (23 массы Земли), большая полуось орбиты 1.165 ± 0.008 а.е., эксцентриситет 0.74 ± 0.13 (!), орбитальный период 454 ± 4 суток. Возможно, представляет собой суперпозицию еще пары планет.
Внешняя планета – HD 1461 d. Минимальная масса – 0.3-3 массы Юпитера, большая полуось орбиты – 5-23 а.е., орбитальный период 5000-90000 суток.
На мой взгляд, HD 1461 обладает полноценной планетной системой, включающей в себя еще несколько планет. Дальнейшие наблюдения позволят уточнить их количество, а также физические и орбитальные характеристики.

Информация получена: http://www.oklo.org/0912.2566v1.pdf

 

 

19 января 2010
Планета земного типа HD 156668 b
прямая ссылка на эту новость

11 января 2010 года на сайте Калифорнийской группы и в Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о новой планете земного типа HD 156668 b. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Звезда HD 156668 удалена от солнца на 24.1 ± 0.6 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чья видимая звездная величина равна +8.42. Соответственно, нетрудно вычислить абсолютную видимую звездную величину HD 156668: +6.51, с учетом болометрической поправки +6.21, что приводит к болометрической светимости 21% от светимости Солнца. Масса звезды не сообщается, но по законам Кеплера ее можно вычислить из орбитальных параметров планеты – она составляет примерно 0.78 масс Солнца.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 156668 b – всего 0.0131 масс Юпитера (4 массы Земли!) Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.05 а.е. (7.5 млн. км) и делает один оборот за 4.646 земных суток. Почти наверняка она приливно захвачена в резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной.

Эту планету часто называют аналогом горячей земли CoRoT-7 b, но это неверно. Отношение a/Rэф для CoRoT-7 b составляет примерно 0.03, в то время как для HD 156668 b эта величина составляет 0.11, т.е. CoRoT-7 b получает от своей звезды в 13.5 раз больше энергии на единицу площади. Эффективная температура HD 156668 b составляет 840-900К, так что в отсутствии атмосферы и вызванного ею парникового эффекта поверхность планеты является твердой (в отличие от сплошных лавовых морей дневного полушария CoRoT -7 b).
Если HD 156668 b сохранила атмосферу, то она состоит преимущественно из тяжелых газов: азота, аргона, углекислого и угарного газов.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/726/2/73/pdf/0004-637X_726_2_73.pdf

 

 

16 января 2010
Планета-гигант рядом с красным карликом HIP 79431
прямая ссылка на эту новость

7 января 2010 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии планеты-гиганта рядом с красным карликом HIP 79431. Открытие было сделано методом лучевых скоростей в рамках проекта М2К – программы поиска планет у 1600 звезд спектральных классов от поздних К до ранних М, расположенных не далее 30 пк от Солнца (правда, некоторые звезды оказались несколько дальше – в пределах 50 пк).

HIP 79431 – сравнительно близкий красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от Солнца на 14.4 ± 0.7 пк. Его видимая звездная величина +11.34, масса оценивается в 0.49 ± 0.05 масс Солнца, полная (болометрическая) светимость составляет 2.9% солнечной (причем большая часть излучается в инфракрасном диапазоне). Звезда отличается высокой металличностью – тяжелых элементов в ее составе в 2.5 раза больше, чем на Солнце.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HIP 79431 b – 2.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.36 а.е. и эксцентриситетом 0.29 ± 0.02, и делает один оборот за 111.7 ± 0.7 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.26 а.е. в перицентре до 0.46 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима пояса астероидов.

Авторы открытия отмечают, что частота встречаемости планет-гигантов у поздних К и ранних М-карликов заметно меньше, чем у звезд солнечного типа (всего 1.8 ± 1.0% против 4.2 ± 0.7% ; впрочем, у более массивных звезд она еще выше - 8.9 ± 2.9% ). Этот факт легко объясняется компактными размерами и небольшой массой протопланетных дисков этих звезд. С другой стороны, менее массивные планеты типа нептунов или планет земного типа встречаются рядом с красными карликами очень часто – по существующим оценкам, более 30% красных карликов имеют планетные системы.
Красные карлики – самые распространенные звезды в Галактике. Из примерно 150 звезд, удаленных от Солнца не далее 8 пк, 120 являются красными карликами и только 15 – желтыми.

Информация получена: http://www.jstor.org/stable/10.1086/651058

 

 

14 января 2010
Первые пять планет Кеплера
прямая ссылка на эту новость

В начале января 2010 года прошла долгожданная презентация первых планет Кеплера – космического телескопа, предназначенного для поиска внесолнечных планет методом транзитов. Первые пять планет, обнаруженных телескопом и подтвержденных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, были названы Kepler-4 b, Kepler-5 b, Kepler-6 b, Kepler-7 b, Kepler-8 b. Первые три номера (1, 2, 3) пропущены в знак признательности к ученым, открывшим транзитные планеты на поле Кеплера раньше самого Кеплера (это TRES-2 b, HAT-P-7 b и HAT-P-11 b).
Все пять планет являются горячими: Kepler-4 b – горячий нептун, остальные – горячие гиганты. Свойства планет приведены в таблице.

Планеты
Kepler-4
Kepler-5
Kepler-6
Kepler-7
Kepler-8
Видимая звездная величина родительской звезды
12.21
13.37
13.25
12.82
13.51
Расстояние от звезды до Солнца, пк
550 ± 80
?
690
820
1330 ± 180
Масса родительской звезды
1.22
+0.06/-0.09
1.37 ± 0.05
1.21 ± 0.04
1.35
+0.07/-0.05
1.21 ± 0.06
Светимость родительской звезды
2.26
+0.7/-0.5
4.67
+0.63/-0.89
2.0 ± 0.2
4.15
+0.63/-0.54
4.0 ± 0.5
Металличность звезды [Fe/H]
0.17
0.04
0.34
0.11
-0.055
Масса планеты (в массах Юпитера)
0.077 ± 0.012
2.11 ± 0.06
0.67 ± 0.03
0.43 ± 0.04
0.60
+0.13/-0.19
Радиус планеты (в радиусах Юпитера)
0.357 ± 0.019
1.43
+0.04/-0.05
1.32 ± 0.03
1.48 ± 0.05
1.42 ± 0.06
Плотность, г/куб.см
1.91
+0.36/-0.47
0.89 ± 0.08
0.35 ± 0.02
0.166 ± 0.02
0.26 ± 0.07
Большая полуось орбиты планеты, а.е.
0.0456 ± 0.0009
0.0506 ± 0.0007
0.0457 ± 0.0005
0.062 ± 0.001
0.0483 ± 0.012
Орбитальный период, сут.
3.2135 ± 0.0002
3.5485
3.2347
4.8855
3.5225
Эффективная температура планеты, К
1650 ± 200
1868 ± 284
1500 ± 200
1540 ± 200
1764 ± 200
Сравнительные размеры первых планет Кеплера

Обращает на себя внимание достаточно высокая средняя плотность горячего нептуна Kepler-4 b. Несмотря на сильный разогрев от близкой звезды (a/Rэф ~ 0.03, эффективная температура ~ 1650 K) его радиус составляет только 4 радиуса Земли. Это говорит о заметной обедненности планеты водородом и гелием: их доля составляет всего 4-6% (для сравнения, у Урана, Нептуна и других транзитных нептунов GJ 436 b и HAT-P-11 b эта величина достигает 15-20%). Еще интересна очень низкая средняя плотность горячего гиганта Kepler-7 b. При массе 0.43 масс Юпитера его радиус оказывается в полтора раза больше радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности всего 0.166 г/куб.см (сравнимой с плотностью пенопласта). Имхотеп на форуме Новости космонавтики приводит любопытное объяснение этому факту: оказывается, при определенных условиях (прежде всего, при высокой доле ультрафиолетовых квантов в составе излучения звезды) испаряющийся горячий гигант будет быстрее терять гелий, нежели водород. Это связано с тем, что водород (потенциал ионизации атома водорода 13.6 эв) легче ионизуется, чем атом гелия (потенциал ионизации 24.6 эв). Превратившись в ионы, атомы водорода удерживаются магнитным полем горячего гиганта, который, при этом, не может удержать нейтральные атомы гелия. Это может приводить к обеднению планеты гелием, к уменьшению средней атомной массы планеты и к ее разбуханию.

Информация получена:
О планете Kepler-4 b
О планете Kepler-5 b
О планете Kepler-6 b
О планете Kepler-7 b
О планете Kepler-8 b

 

14 января 2010
Двухпланетная система HD 9446
прямая ссылка на эту новость

5 января 2010 года на сайте Калифорнийской группы появились сведения о двухпланетной системе HD 9446. Планеты были открыты методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

HD 9446 очень похожа на наше Солнце. Ее спектральный класс G 5 V, масса оценивается в 1 ± 0.1 масс Солнца, радиус и светимость равны солнечным. Звезда удалена от нас на 53 ± 3 пк.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 9446 b – 0.7 ± 0.06 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.189 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.2 ± 0.06, и делает один оборот за 30.05 ± 0.03 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.15 а.е. в перицентре до 0.23 а.е. в апоцентре. Ее температурный режим соответствует очень теплым планетам (a/R эф ~ 0.19).
Минимальная масса внешней планеты оценивается в 1.82 ± 0.17 масс Юпитера. Она вращается по почти круговой орбите (эксцентриситет равен 0.06 ± 0.06, т.е. может быть и нулевым) на среднем расстоянии 0.654 ± 0.022 а.е. и делает один оборот за 192.9 ± 0.9 земных суток. Температурный режим этой планеты близок к тепловому режиму Венеры.

HD 9446 – это еще один пример невозмущенной планетной системы, т.е. системы, в которой планеты движутся по орбитам с низким эксцентриситетом. Нет никаких сомнений, что там есть и другие планеты на более широких орбитах (пока не открытые).

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/05/aa13790-09.pdf

 

 

12 января 2010
Массивная планета рядом с активной молодой звездой
прямая ссылка на эту новость

Рассказываю о последнем открытии ушедшего года – о массивной планете рядом с молодой активной звездой главной последовательности BD+20 1790. Сообщение об этом открытии появилось в Архиве электронных препринтов 16 декабря 2009 года.

Группа европейских астрономов изучала физические свойства BD+20 1790, не помышляя о поиске планет около нее. Эта молодая (ее возраст оценивается в 35-80 млн. лет) звезда отличается высоким уровнем звездной активности: наличием пятен, факелов, вспышек, подобных солнечным (но несравненно более мощных), и, как следствие, не подходит для поиска планет методом измерения лучевых скоростей. Однако в числе прочих проявлений ее активности авторы открытия обнаружили периодические колебания лучевой скорости, чья полуамплитуда достигала 0.93 ± 0.03 км/сек. Дальнейший тщательный анализ спектра звезды позволил установить, что рядом с ней находится массивная планета (или коричневый карлик), чье гравитационное влияние и вызывает отмеченные колебания лучевой скорости. Итак, звезда BD+20 1790 удалена от Солнца на 25.4 ± 4 пк. Ее спектральный класс K5 V, масса оценивается в 0.63 ± 0.09 масс Солнца, радиус - 0.71 ± 0.03 радиусов Солнца, светимость составляет 0.17 ± 0.04 солнечных. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты BD+20 1790 b - 6.54 ± 0.57 масс Юпитера. Если угол наклона ее орбиты к лучу зрения окажется меньше 30 градусов, истинная масса этого объекта превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.066 а.е. (10 млн. км) и делает один оборот за 7.7834 ± 0.0004 земных суток.

(Примечание от 25 февраля 2012 года. Согласно более поздним данным, открытие этой планеты не подтвердилось.)

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/04/aa11000-08.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2