26 декабря 2011
Планета-гигант рядом с тесной двойной NY Девы

Переменная NY Девы представляет из себя тесную пару звезд, одна из которых является горячим субкарликом спектрального класса sdB с температурой фотосферы 33 тыс. градусов, а вторая - красным карликом спектрального класса М с температурой фотосферы около 3 тыс. градусов. Масса горячего компонента составляет 0.46 масс Солнца, в его недрах горит гелий и вызревает углеродно-кислородный белый карлик, масса холодного оценивается в 0.14 солнечных масс. Звезды вращаются вокруг общего центра масс с орбитальным периодом около 2.5 часов, попеременно частично затмевая друг друга.
19 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья группы китайских и аргентинских астрономов, посвященная открытию у двойной NY Девы планеты-гиганта с минимальной массой 2.3 ± 0.3 масс Юпитера. Открытие было сделано методом тайминга транзитов - т.е. измерения регулярных колебаний времени наступления минимумов блеска системы, вызванных гравитационным влиянием планеты на родительскую пару звезд. Планета-гигант вращается вокруг тесной пары на среднем расстоянии 3.3 ± 0.8 а.е. и делает один оборот за 7.9 лет.
Кроме того, дополнительный дрейф времени наступления минимумов блеска говорит о наличии в этой системе дополнительного небесного тела на еще более широкой орбите.
По современным представлениям, подобные очень тесные пары образуются в результате потери углового момента двойной звездной системой во время прохождения главным компонентом стадии красного гиганта - фактически, в этот момент маломассивная звезда вращается в протяженной разреженной атмосфере красного гиганта, образуя с ним систему с общей газовой оболочкой. После гелиевой вспышки в ядре красного гиганта протяженная водородная оболочка рассеивается, а звезды оказываются на очень тесных орбитах. Авторы статьи рассчитали, что предшественником горячего субкарлика явилась солнцеподобная звезда с массой порядка солнечной, при этом планета-гигант вращалась на расстоянии примерно 1.74 а.е. от родительской пары звезд.
Обнаружение планет у двойных звезд подтверждает широчайшую распространенность планетных систем во Вселенной.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1112/1112.4269v1.pdf

 

 

22 декабря 2011
Планетная система Kepler-20: три субнептуна и две планеты земного типа

Одним из неожиданных открытий космического телескопа им.Кеплера стало обнаружение очень компактных компланарных планетных систем, в которых сразу несколько планетных орбит оказывались плотно упакованными внутри орбиты Меркурия. Самым ярким представителем подобных систем явилась 6-планетная система Kepler-11 (еще можно вспомнить системы Kepler-9 и Kepler-18, а также HD 10180). По сравнению с такими планетными системами внутренняя часть Солнечной системы выглядит очень пустынно.
19 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная планетной системе Kepler-20 (KOI-70, KIC 6850504). Около солнцеподобной звезды спектрального класса G вращаются пять транзитных планет, из которых три имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна, а две - сравнимые с размером Земли. Вся система упакована внутри 0.35 а.е. Планетную природу крупных планет удалось подтвердить методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, две небольшие планеты пока остаются в ранге планетных кандидатов.
Итак, звезда Kepler-20 удалена от нас на 290 ± 30 пк. Ее масса составляет 0.91 ± 0.03 солнечных масс, радиус - 0.94 ^+0.06/_-0.09 солнечных радиусов, светимость близка к 0.71 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 8.8 ^+4.7/_-2.7 млрд. лет.
Внутренней планетой системы Kepler-20 является горячая суперземля Kepler-20 b. Ее масса составляет 8.7 ± 2.2 масс Земли, радиус оценивается в 1.91 ^+0.12/_-0.21 земных радиусов, что приводит к средней плотности планеты 6.5 ^+2.0/_-2.7 г/куб.см. Судя по высокой средней плотности, планета имеет в основном железокаменный состав. Kepler-20 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0454 ± 0.0006 а.е. (~8.3 звездных радиусов), и делает один оборот за 3.696 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1014К. Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Эксцентриситет орбиты суперземли пока неизвестен - но, во всяком случае, он меньше 0.32.
Второй подтвержденной планетой этой системы стала Kepler-20 c. Этот очень теплый нептун имеет массу 16.1 ^+3.3/_-3.7 масс Земли и радиус 3.07 ^+0.2/_-0.3 земных, что приводит к средней плотности 2.91 ^+0.85/_-1.08 г/куб.см. Про состав этой планеты пока нельзя сказать ничего определенного: возможно, она включает в себя значительную долю льдов, а возможно, окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Kepler-20 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.093 ± 0.001 а.е. (~17 звездных радиусов), и делает один оборот за 10.854 земных суток, его эффективная температура оценивается в 713К.
Наконец, внешняя из подтвержденных планет, получившая название Kepler-20 d, вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.345 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 77.612 суток. Ее массу измерить не удалось, был получен только верхний предел в 20 масс Земли. При радиусе 2.75 ^+0.17/_-0.3 радиусов Земли средняя плотность планеты оказывается меньше 4.07 г/куб.см (таким образом, и эта планета оказывается скорее мини-нептуном, нежели планетой земного типа). Температурный режим Kepler-20 d близок к температурному режиму Меркурия.
Помимо транзитов уже описанных выше планет кривая блеска звезды Kepler-20 демонстрирует еще два слабых транзитных сигнала глубиной 82 и 101 ppm с периодами 6.098 и 19.577 земных суток. При радиусе звезды, близком к 0.944 радиусов Солнца, это соответствует радиусам планетных кандидатов 0.87 и 1.03 радиусов Земли! Если бы эти планеты действительно вращались вокруг звезды Kepler-20, орбита самой маленькой планеты прошла бы между орбитами планет b и c, а орбита планеты побольше - между орбитами планет c и d. Однако авторы статьи не исключают, что какой-либо из этих транзитных сигналов имеет другую физическую природу (например, вызывается транзитной планетой-гигантом у звезды фона), и пока осторожно называют планеты e и f "планетными кандидатами".
Безусловно, наблюдения за этой интереснейшей планетной системой будут продолжены.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1112.4514v2.pdf

 

 

15 декабря 2011
HD 156279 b: массивный гигант на эксцентричной орбите

Где проходит граница между планетами и коричневыми карликами? Есть ли четкие критерии, способные отделить "неудавшиеся звезды" от полноценных планет-гигантов?
В настоящее время этой границей считается масса в 13 масс Юпитера. При большей массе в недрах небесного тела начинается термоядерная реакция горения дейтерия, тяжелого изотопа водорода. Однако недавнее численное моделирование коричневых карликов показало, что масса, при которой "загорается" дейтерий, зависит от начального содержания дейтерия, а также от химического состава небесного тела (содержания в нем гелия и более тяжелых элементов), и может меняться от 11 до 16 масс Юпитера.
Может быть, границу нужно провести по способу образования? Коричневые карлики, как и звезды, образуются в результате гравитационного коллапса плотных ядер газопылевых облаков, а планеты образуются в протопланетных дисках молодых звезд. Однако массивные планеты-гиганты также могут образовываться в результате гравитационной неустойчивости протопланетных дисков, а минимальная масса объектов, способных самостоятельно образоваться в газопылевом облаке результате гравитационного коллапса, составляет всего ~6 масс Юпитера.
Изучая коричневые карлики в поисках ответов на эти вопросы, Женевская группа обнаружила среди них объект, чья масса попадает в диапазон планетных масс. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа SOPHIE на 1.93-метровом телескопе обсерватории Haute-Provence.
Звезда HD 156279 удалена от нас на 36.3 ± 1 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K0, его масса оценивается в 0.93 ± 0.04 масс Солнца, светимость составляет примерно 78% солнечных.
Минимальная масса объекта HD 156279 b составляет 9.7 ± 0.7 масс Юпитера. Если наклонение его орбиты окажется меньше 48 градусов, истинная масса объекта превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом. HD 156279 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.495 ± 0.017 а.е. и эксцентриситетом 0.708 ± 0.018, и делает один оборот за 131.05 ± 0.54 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.144 а.е. в перицентре до 0.846 а.е. в апоцентре, т.е. в 7.5 раз!
Авторы открытия отмечают, что многие коричневые карлики имеют орбиты с высокими эксцентриситетами. Они считают, что это может быть следствием механизма образования этих объектов: в то время как планеты образуются в протопланетных дисках и изначально обладают почти круговыми орбитами, коричневые карлики возникают в результате гравитационной неустойчивости и сразу оказываются на высокоэксцентричных орбитах. Так это или нет, помогут выяснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1111/1111.1168v1.pdf

 

 

14 декабря 2011
Три новых планеты гиганта у G-звезд

Как известно, вероятность обнаружить планету-гигант рядом со звездой FGK-класса зависит от ее металличности - чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с ней планету-гигант. Поэтому в качестве целей обзоров, посвященных поиску внесолнечных планет-гигантов, выбирают звезды с высокой металличностью. Одним из таких обзоров является программа N2K, предназначенная для поиска планет-гигантов у двух тысяч звезд на обсерватории им. Кека. В рамках этой программы уже было открыто около 200 планет.
15 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы, посвященная открытию трех новых планет у двух высокометалличных звезд G-класса HD 164509 и HD 163607.

Звезда HD 164509 (HIP 88268) удалена от Солнца на 52 ± 3 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 1.13 ± 0.02 солнечных масс, радиус - в 1.06 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 15 ± 13% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно на 60% больше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 164509 b составляет 0.48 ± 0.09 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.875 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.14, и делает один оборот за 282.4 ± 3.8 земных суток. Температурный режим HD 164509 b является промежуточным между температурным режимом Земли и температурным режимом Венеры.
Помимо периодического сигнала от планеты HD 164509 b лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф в -5.1 ± 0.7 м/сек в год, что говорит о наличии в этой системе еще одного небесного тела на более широкой орбите. Природу этого тела помогут прояснить дальнейшие наблюдения.

Звезда HD 163607 (HIP 87601) удалена от нас на 69 ± 3 пк. Ее Спектральный класс - G5 IV, масса оценивается в 1.09 ± 0.02 масс Солнца, радиус достигает 1.63 ± 0.07 радиусов Солнца, светимость близка к 2.3 солнечным. По-видимому, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 8.6 ± 0.6 млрд. лет.
Рядом со звездой HD 163607 обнаружены две планеты, причем эксцентриситет орбиты внутренней достигает 0.73! Это самый большой эксцентриситет, обнаруженный у планеты в многопланетной системе. Минимальная масса HD 163607 b оценивается в 0.77 ± 0.04 масс Юпитера, большая полуось орбиты равна 0.36 ± 0.01 а.е., орбитальный период составляет 75.29 ± 0.02 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между звездой и планетой меняется от 0.097 а.е. в перицентре до 0.623 а.е. в апоцентре, т.е. в 6.5 раз! Из-за того, что точка перицентра орбиты этой планеты находится близко к лучу зрения (аргумент перицентра 78.7 ± 2 градуса), геометрическая вероятность транзитов достигает 8%. Температурный режим HD 163607 b меняется от температурного режима типичного горячего юпитера до температурного режима Меркурия.
Минимальная масса внешней планеты HD 163607 c оценивается в 2.29 ± 0.16 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 2.42 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.06, и делает один оборот за 1314 ± 8 земных суток. Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Марса.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2955v1.pdf

 

 

12 декабря 2011
Kepler-22 b: первая суперземля в обитаемой зоне солнцеподобной звезды

Рабочая группа Кеплера продолжает радовать нас уникальными открытиями, полученными с помощью одноименного космического телескопа. На этот раз вниманию общественности была представлена транзитная планета Kepler-22 b, вращающаяся вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G5. Орбита новой планеты лежит внутри обитаемой зоны - области вокруг звезды, где на планете, подобной Земле, вода может находиться в жидком виде.
Звезда Kepler-22 (KOI-87, KIC 10593626) удалена от нас примерно на 190 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.06 солнечных масс, радиус - в 0.98 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 79 ± 4% светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Для анализа бралась кривая блеска звезды с 13 мая 2009 года по 14 марта 2011 года. За это время было обнаружено три транзита глубиной 492 ± 10 ppm с периодом около 290 суток.
Для подтверждения планетной природы этого кандидата исследователи тщательно проверили и исключили те физические процессы, которые могут имитировать транзитный сигнал от планеты, приводя к ложным открытиям. Так, 3 июля 2010 года были получены снимки самых ближайших окрестностей звезды Kepler-22 на 5-метровом телескопе Паломарской обсерватории с целью исключить затменно-двойные звезды фона. С этой же целью были получены спектры звезды с высочайшим качеством для поиска следов другого звездного спектра. Отсутствие такого спектра, а также отсутствие вторичного минимума на кривой блеска Kepler-22 утвердил ученых в мысли, что они имеют дело именно с планетой (во всяком случае, вероятность ложного открытия оценивается авторами открытия в 1:578).
Для окончательного подтверждения планетной природы Kerler-22 b исследователи измерили колебания лучевой скорости звезды на 10-метровом телескопе им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Хотя инструментальная погрешность измерения составила 1.4 м/сек, акустический шум звезды добавил еще 3 м/сек, а окончательно измеренная полуамплитуда лучевой скорости Kerler-22 оказалась равной 4.9 ^+6.7/_-7.4 м/сек, т.е. был получен только верхний предел массы планеты. Этот верхний предел составил 36 земных масс, что для радиуса планеты, равного 2.38 радиусам Земли дает верхний предел на среднюю плотность 14.7 г/куб.см. Иначе говоря, планетная природа кандидата Kerler-22 b не вызывает сомнений, но что эта планета из себя представляет - каменистую суперземлю, океаниду или мини-нептун - пока не ясно.
Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.84 ± 0.01 а.е. и делает один оборот за 289.862 ± 0.002 земных суток. Эффективная температура этой планеты оценивается авторами открытия в 262К (в предположении альбедо, равного альбедо Земли). Впрочем, погрешности в определении температуры могут достигать 22%.

Планета Kerler-22 b в представлении художника. Кредит изображения: http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/multimedia/images/kepler-22b.html

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1112/1112.1640.pdf

 

 

8 декабря 2011
KOI-254 b: первый горячий гигант у красного карлика

К настоящему моменту открыто около двух сотен горячих гигантов, т.е. планет с массой больше 0.2 масс Юпитера на тесных орбитах с периодом короче 10 суток. Это вызвано не широкой распространенностью таких планет (только около 1% солнцеподобных звезд имеют рядом с собой горячие юпитеры), а легкостью их обнаружения. И транзитный метод, и метод измерений лучевых скоростей родительских звезд наиболее чувствительны к массивным планетам на тесных орбитах.
Подавляющее большинство горячих гигантов вращается вокруг солнцеподобных звезд (т.е. звезд спектральных классов F, G и K). До сих пор не было найдено ни одного горячего гиганта рядом с красным карликом (т.е. звездой спектрального класса М с массой меньше 0.6 солнечных масс). Красные карлики вообще очень редко имеют планеты-гиганты, при этом те планеты-гиганты, что все-таки вращаются вокруг красных карликов, находятся на достаточно широких орбитах.
И вот у тусклой (видимая звездная величина +15.98!) красной звездочки на поле Кеплера с номером KIC 5794240 был обнаружен транзитный сигнал глубиной 3.91% и периодом 2.455239 ± 0.000004 земных суток. Последующие наблюдения звезды на обсерватории им.Кека обнаружили колебания ее лучевой скорости с полуамплитудой 110 ± 10 м/сек. Таким образом был открыт первый горячий гигант у М-звезды.
Звезда KOI-254 удалена от нас на 333 ± 33 пк. Ее масса составляет 0.59 ± 0.06 солнечных масс, радиус - 0.55 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость достаточно неуверенно оценивается в 6% от солнечной светимости. Судя по довольно короткому периоду вращения (15.8 ± 0.2 земных суток) звезда еще довольно молода - ее возраст оценивается примерно в 500 млн. лет.
Масса планеты KOI-254 b равна 0.505 ± 0.9 масс Юпитера, радиус достигает 0.96 ± 0.11 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.8 ± 0.5 г/куб.см и второй космической скорости около 44 км/сек. Сравнение параметров этого горячего юпитера с модельными расчетами приводит авторов к выводу, что планета содержит ядро из тяжелых элементов массой 25-50 земных масс. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.027 а.е. (10.6 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.11 ± 0.1, и делает один оборот за 2.455239 ± 0.000004 земных суток. Авторы статьи оценивают температуру планеты в 1000 ± 20К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1112/1112.0017v1.pdf

 

 

2 декабря 2011
Очень горячая транзитная суперземля Kepler-21 b

Звезда Kepler-21 (KOI-975, HD 179070, HIP 94112) удалена от Солнца на 110 пк. Это одна из самых ярких звезд на поле Кеплера - ее видимая звездная величина равна +8.27. Спектральный класс звезды Kepler-21 - F6 IV, масса оценивается в 1.34 солнечных масс, радиус достигает 1.86 солнечных, светимость близка к 5.2 светимостей Солнца. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 2.84 млрд. лет. Система удалена от нас на 110 пк.
Кривая блеска Kepler-21 демонстрирует транзитный сигнал глубиной около 70 ppm (1 ppm = одна миллионная звездной величины) с периодом 2.78576 ± 0.00003 земных суток. Зная радиус звезды, по глубине транзита можно определить и радиус планетного кандидата - он оказался близок к 1.6 радиусам Земли. Судя по короткому орбитальному периоду, планета находится на очень тесной орбите - на расстоянии всего 0.0425 а.е. (6.4 млн. км) от светила.
В течение 15 месяцев несколько крупных наземных телескопов пытались измерить колебания лучевой скорости Kepler-21, чтобы определить массу планеты. Однако из-за высокой активности звезды массу Kepler-21 b измерить не удалось, был получен только верхний предел: 0.033 масс Юпитера или 10.5 масс Земли. Впрочем, планетная природа этого транзитного кандидата практически не вызывает сомнений.
Почти наверняка планета захвачена в орбитально-вращательный резонанс и повернута к своей звезде только одной стороной. Температура ее дневного полушария оценивается в 1900К - это выше точки плавления железа! Возможно, все дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Информация получена: http://www.noao.edu/news/2011/pr1108.php

 

 

29 ноября 2011
GJ 667C c - потенциально обитаемая земля в 7 пк от Солнца

В итоговом обзоре Женевской группы, подытожившем многолетние исследования планетных систем красных карликов с помощью спектрографа HARPS, в числе прочего сообщается и об открытии второй планеты в системе близкой М-звезды GJ 667C. Эта планета пополнила собой краткий список потенциально обитаемых планет в окрестностях Солнечной системы.
Звезда GJ 667C удалена от нас на 6.97 пк. Ее спектральный класс M1.5 V, масса оценивается в 0.3 солнечных масс, светимость составляет всего 1.3% светимости Солнца. Звезда входит в состав иерархической тройной звездной системы: она вращается по широкой орбите вокруг пары двух оранжевых карликов спектральных классов K3V и K5 V, в свою очередь, вращающихся друг вокруг друга.
В 2009 году рядом со звездой GJ 667C была обнаружена суперземля GJ 667C b с минимальной массой (параметром m sin i) 5.7 масс Земли. Планета обращалась вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии около 0.05 а.е. и делала один оборот за 7.2 земных суток. Тепловой режим новой планеты оказался близок к тепловому режиму Меркурия.
Дальнейшие наблюдения помогли европейским астрономам обнаружить вторую планету в этой системе. Ее минимальная масса составляет всего 3.8 масс Земли, она вращается вокруг GJ 667C на расстоянии 0.12 а.е., ее орбитальный период составляет 28.1 ± 0.5 земных суток. С учетом того, что радиус эффективной земной орбиты в этой системе составляет всего 0.114 а.е., температурный режим новой планеты оказался очень близок к температурному режиму Земли (отношение a/Rэф для GJ 667C c примерно равно 1.05, таким образом, планета получает около 90% той энергии, что получает Земля от Солнца).
Почти наверняка планета захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Если наклонение ее орбиты i не слишком мало и, соответственно, масса не слишком велика (пока на этот счет нельзя сказать ничего определенного), парниковый эффект, создаваемый плотной (но не слишком плотной!) атмосферой создаст на поверхности планеты вполне комфортные условия для существования примитивной (а может, и не слишком примитивной) жизни.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1111/1111.5019v2.pdf

 

 

28 ноября 2011
Много ли планет у красных карликов?

Красные карлики составляют большинство звезд Галактики. По сравнению с Солнцем они тусклее, холоднее, и имеют меньшую массу. Планетные системы у красных карликов также отличаются от планетных систем более массивных звезд. Так, у красных карликов очень редко встречаются планеты-гиганты (к настоящему моменту известно только 6 М-звезд, обладающих планетами с массой, большей 0.5 масс Юпитера). Вместе с тем маломассивные планеты (с массой порядка массы Нептуна и ниже) рядом с красными карликами весьма распространены.
23 ноября 2011 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы, посвященная поиску экзопланет у красных карликов с помощью спектрографа HARPS. С февраля 2003 года по апрель 2009 года европейские астрономы измеряли лучевые скорости 102 сравнительно близких М-звезд ярче 14 видимой звездной величины, находящихся на южном небе. Точность измерения лучевых скоростей составила 1-3 м/сек.
В рамках этого обзора было открыто 9 планет (все они уже были представлены ранее). Также у ряда звезд обнаружен дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии рядом с ними небесных тел на широких долгопериодических орбитах. Одна из планет - GJ 667C c - в этой работе анонсируется впервые. Но главным результатом обзора стала оценка количества планет разных типов у звезд красных карликов, в том числе - оценка потенциально обитаемых планет.
Итак, по данным Женевской группы, только около 1% М-звезд имеют рядом с собой планеты-гиганты с массой выше 0.3 масс Юпитера на короткопериодических орбитах (от 1 до 10 земных суток). Планет-гигантов на широких орбитах (от 10 до 100 суток) чуть больше - их имеют от 1 до 5% М-звезд (наиболее вероятное значение - 2%). При этом суперземли (планеты с массой от 1 до 10 земных масс) распространены очень широко: вероятность обнаружить суперземлю у красного карлика на тесной орбите (1-10 суток) составляет 36⁺²⁵/_-10%, а на широкой орбите (10-100 суток) - 35⁺⁴⁵/_-11%! Наконец, европейские астрономы оценили вероятность попадания суперземли в зону обитаемости родительской звезды и нашли, что 41⁺⁵⁴/_-13% красных карликов имеют потенциально обитаемые суперземли.
Как мы видим, вследствие недостаточной статистики пессимистические и оптимистические оценки отличаются друг от друга в несколько раз. В будущем эти оценки обязательно будут уточнены на более широком наблюдательном материале. Но уже сейчас можно сказать, что планетные системы у красных карликов - очень распространенное явление в Галактике, и как минимум треть красных карликовых звезд имеют планеты, которые могут дать приют хотя бы примитивной жизни.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1111/1111.5019v2.pdf

 

 

18 ноября 2011
Планета-гигант у желтого гиганта HD 100655

Как я уже писала, планетные системы у солнцеподобных звезд (т.е. звезд главной последовательности с массой 0.7-1.3 солнечных масс) отличаются как от планетных систем М-карликов, так и от планетных систем звезд промежуточной массы (1.5 < M < 5 солнечных масс). Планеты у достаточно массивных звезд, как правило, отличаются большой массой, широкими орбитами и невысоким эксцентриситетом (хотя тут, как и везде, тоже есть свои исключения).
Пока звезда промежуточной массы находится на главной последовательности, непосредственный поиск планет рядом с ней сильно затруднен из-за ее быстрого вращения и отсутствия в ее спектре узких линий, позволяющих измерять лучевую скорость с приемлемой точностью. Однако после схода А-звезды с главной последовательности ее радиус увеличивается, температура фотосферы уменьшается, а скорость вращения падает, что позволяет проводить нужные измерения. К настоящему времени уже обнаружено около 60 планет у красных гигантов и субгигантов промежуточной массы.

В 2005 году начал работу японско-корейский обзор, посвященный поиску планет у 190 проэволюционировавших звезд спектральных классов G и K. Поиск ведется методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью 1.8-метрового телескопа на обсерватории Похёнсан в Корее (Bohyunsan Optical Astronomy Observatory) или с помощью 1.88-метрового телескопа на обсерватории Окаяма в Японии (Okayama Astrophysical Observatory). Точность измерения лучевой скорости звезды HD 100655 составила около 8 метров в секунду, всего было сделано 45 замеров.

Итак, звезда HD 100655 (HR 4459, HIP 56508) удалена от Солнца на 122.3 ± 7.5 пк. Это желтый гигант спектрального класса G9 III, чья масса оценивается в 2.4 ^+0.2/_-0.4 солнечных масс, радиус - в 9.3 ^+1.3/_-1.1 солнечных радиусов, а светимость достигает 43 ± 5 солнечных.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 100655 b составляет 1.7 ^+0.1/_-0.2 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.76 ^+0.02/_-0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.085 ± 0.054, и делает один оборот за 157.57 ± 0.65 земных суток. Несмотря на довольно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды она попадает в область очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.115).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1111/1111.3746v1.pdf

 

 

8 ноября 2011
7 Большого Пса b: планета-гигант у близкого красного гиганта

3 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная Тихоокеанскому планетному обзору (Pan-Pacific Planet Search) и его первому открытию - массивной планеты рядом с красным гигантом 7 Большого Пса (HD 47205, HIP 31592). Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Тихоокеанский планетный обзор занят поиском планет у 170 ярких (ярче 8 видимой звездной величины), богатых металлами звезд субгигантов, расположенных на южном небе. Наблюдения проводятся на 3.9-метровом Англо-австралийском телескопе (AAT). Этот обзор является расширением и дополнением программы поиска планет у бывших А-звезд, проводимой на обсерваториях Лик и Кек в северном полушарии.

Большинство обзоров, посвященных поиску планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, наблюдают солнцеподобные звезды массой 0.7-1.3 солнечных масс. Звезды с массой, меньшей 0.7 масс Солнца, как правило, слишком тусклы в видимом свете, что затрудняет точное измерение их лучевых скоростей. Звезды главной последовательности с массой, большей 1.3 масс Солнца (спектральный класс более ранний, чем F7), слишком горячи и слишком быстро вращаются, что приводит к размыванию спектральных линий в их спектре. Только после схода А-звезды с главной последовательности температура ее фотосферы падает, а скорость вращения уменьшается, что приводит к появлению в ее спектре многочисленных узких линий, позволяющих измерить лучевую скорость с требуемой точностью (метры в секунду).
Как показывают наблюдения, планетные системы звезд промежуточной массы (1.3 < m < 3 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. Как правило, они включают в себя массивные планеты на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом. Планета 7 Большого Пса b прекрасно укладывается в эту закономерность.

Итак, 7 Большого Пса - сравнительно близкая (19.75 ± 0.09 пк от Солнца) проэволюционировавшая звезда спектрального класса K1 III. Ее масса оценивается одними авторами в 1.52 ± 0.3 солнечных масс, другими - в 1.32 ± 0.12 солнечных масс, светимость близка к 11.3 светимостей Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 1.6 раз больше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты 7 Большого Пса b - 2.6 ± 0.6 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.9 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.06, и делает один оборот за 763 ± 17 земных суток. Температурный режим планеты является средним между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Известные к настоящему моменту 83 планеты у звезд промежуточных масс на плоскости период - минимальная масса. 7 Большого Пса b показана черным треугольником. Виден резкий дефицит планет на тесных орбитах с периодами меньше 100 дней.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1111/1111.1007v1.pdf

 

 

2 ноября 2011
Вторая планета от проекта Алсубаи - транзитный горячий гигант Qatar-2 b

Несмотря на впечатляющие результаты, полученные космическим телескопом им. Кеплера, множество научных коллективов продолжает наземные поиски транзитных экзопланет. Из-за влияния турбулентной земной атмосферы такие обзоры способны находить только транзитные планеты-гиганты (так, более чем из ста пятидесяти транзитных планет, обнаруженных с Земли, только 12 имеют радиусы меньше радиуса Сатурна (9.4 радиусов Земли), в то время как большинство транзитных кандидатов, обнаруженных Кеплером, имеют радиус меньше радиуса Нептуна (3.8 радиусов Земли)). Однако наземные обзоры достаточно дешевы, и за счет обзора всего неба находят планеты у сравнительно ярких звезд.

Проект Алсубаи (он же Qatar Exoplanet Survey - Обзор экзопланет в Катаре) начал свою работу чуть больше двух лет назад. Проект основан на работе пяти автоматических телескопов с апертурой 400 мм и полем зрения 11х11 градусов, расположенных в Новой Мексике. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают кривые блеска сотен тысяч звезд в поисках транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска, вызванных проходом планеты по диску своей звезды. Организатором проекта является гражданин Катара Калид Алсубаи (Khalid Alsubai).
Первый успех пришел к участникам проекта в прошлом году, когда был открыт транзитный горячий гигант Qatar-1 b. И вот новое открытие: у оранжевого карлика Qatar-2 (2MASS 13503740-0648145) обнаружен транзитный горячий гигант Qatar-2 b, а также нетранзитная массивная планета на более широкой орбите.

Звезда Qatar-2 - оранжевый карлик спектрального класса К. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.04 масс Солнца, радиус - в 0.71 ± 0.02 радиусов Солнца, светимость близка к 0.21 солнечных. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее видимой звездной величины (+13.3) его можно оценить в 230 пк. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно совпадает с солнечным.
Планета Qatar-2 b - типичный горячий гигант. Его масса составляет 2.49 ± 0.09 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.14 ± 0.04 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 2.2 ± 0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 89 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0215 ± 0.0004 а.е. (6.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.337118 ± 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценили температуру планеты в 1290 ± 20К.
Кроме явного синусоидального сигнала полуамплитудой 559 ± 6 м/сек, вызванного планетой Qatar-2 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф величиной -2.74 м/сек в сутки, что говорит о наличии в системе еще одного небесного тела на более широкой орбите. Природа и орбитальные параметры этого тела определены пока с большими погрешностями. Авторы открытия полагают, что это массивная планета-гигант с массой ~8 масс Юпитера с орбитальным периодом ~332 земных суток. Уточнить параметры Qatar-2 c помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1110/1110.5912v1.pdf

 

 

30 октября 2011
Россыпь новых миров VIII. Эксцентричная горячая суперземля HD 154088 b

На этом завершаю рассказ о планетах, представленных 12 сентября на конференции в Вайоминге Женевской группой.

Звезда HD 154088 удалена от Солнца на 17.8 ± 0.2 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K0 IV, светимость которого оценивается в 74% солнечной светимости. Измеряя на протяжении 1924 суток лучевую скорость этой звезды, европейские астрономы обнаружили ее периодические колебания с полуамплитудой всего 1.8 м/сек. Всего было сделано 112 замеров лучевой скорости.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 154088 b составляет 6.1 ± 0.9 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.132 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.38 ± 0.15, и делает один оборот за 18.60 ± 0.02 земных суток.
Физическая природа этой планеты пока неизвестна. Она может быть как массивной планетой земного типа, окутанной атмосферой из углекислого и угарного газов и отличающейся бурной вулканической активностью, так и легким "нептунчиком" низкой плотности, состоящим напополам из льдов и каменных пород, и окруженным протяженной водородно-гелиевой атмосферой.
Напомню, что, по оценкам Женевской группы, около 65.2 ± 6.6% солцеподобных звезд имеют рядом с собой хотя бы одну планету с периодом меньше 10 лет. Возможно, эта доля еще выше за счет маломассивных планет, находящихся ниже порога обнаружения методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

28 октября 2011
Новый транзитный горячий гигант WASP-36 b

24 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья от проекта SuperWASP, посвященная транзитному горячему гиганту WASP-36 b. Планета была анонсирована еще в декабре 2010 года, но тогда о ней не сообщалось ничего, кроме орбитального периода.

WASP-36 - солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G2. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.03 масс Солнца, радиус - в 0.94 ± 0.02 радиуса Солнца, светимость близка к 0.96 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Система удалена от нас на 450 ± 120 пк.
Масса планеты WASP-36 b составляет 2.27 ± 0.07 масс Юпитера, радиус равен 1.27 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.11 ± 0.07 г/куб.см и второй космической скорости около 80 км/сек. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.026 а.е. и делает один оборот за 1.537365 ± 0.000003 земных суток. Авторы открытия оценивают его температуру в 1700 ± 44К.
Высокая температура и сравнительно большие размеры планеты делают ее удобной целью для измерения собственного теплового излучения (например, с помощью инфракрасного телескопа им. Спитцера). Скорее всего, такие наблюдения будут проведены в ближайшем будущем.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1110/1110.5313v1.pdf

 

 

21 октября 2011
LKCA 15 b: молодая экзопланета, пойманная в момент формирования

Изучение экзопланет в формирующихся планетных системах является критически важным для понимания процесса планетообразования и выбора между различными моделями, описывающими этот процесс. В настоящий момент планеты, чьи прямые изображения были получены, можно буквально пересчитать по пальцам одной руки. Большинство из них имеют возраст в 20-30 миллионов лет. Изучение планет на более ранних стадиях формирования планетной системы позволит сделать выбор между двумя конкурирующими моделями образования планет-гигантов: модели аккреции на ядро и модели гравитационной неустойчивости в массивном протопланетном диске.
LKCA 15 - очень молодая звезда солнечного типа, удаленная от нас на 145 ± 15 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.03 солнечных масс, радиус составляет около 2 радиусов Солнца, а спектральный класс K7 V (т.е. она еще продолжает сжиматься). Возраст звезды оценивается всего в 2 ⁺²/_-1 млн. лет.
Рядом с этой звездой расположен протопланетный диск массой порядка 55 масс Юпитера, проявляющий себя в инфракрасном диапазоне. В спектре системы видны следы горячей пыли (расположенной не далее 1 а.е. от звезды) и холодной пыли (находящейся дальше 55 а.е.). Посередине находится широкий зазор, в котором пыли почти нет. Это говорит о формировании в этой области одной или нескольких планет.
Американские и австралийские астрономы наблюдали LKCA 15 на 10-метровом телескопе Кек II в инфракрасном диапазоне (полосы К и L) в ноябре 2009 года, а также в августе и ноябре 2010 года. Рядом со звездой был обнаружен слабый источник с болометрической светимостью ~ 10^-3 светимости Солнца, что соответствует массивной планете-гиганту с массой около 6 масс Юпитера, продолжающей активно аккрецировать вещество с темпом 10^-7-10^-8 масс Солнца в год. Если орбита планеты находится в плоскости газопылевого диска, то гигант оказывается удаленным от своей звезды на 15.7 ± 2.1 пк.

На левом снимке виден протопланетный диск вокруг звезды LKCA 15, снятый на волне 850 микрон. Это излучение холодной пыли, удаленной от звезды на расстояние свыше 55 а.е. На правом снимке показаны окрестности звезды LKCA 15, снятые на волне 2.1 микрон (голубым) и 3.7 микрон (красным). Положение центральной звезды отмечено звездочкой, ее изображение удалено обработкой.

Большая масса и высокая светимость планеты лучше согласуется с моделью гравитационной неустойчивости в массивном протопланетном диске. Впрочем, возможно, в природе реализуются оба механизма формирования планет-гигантов.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1110/1110.3808v1.pdf

 

 

14 октября 2011
Трехпланетная система у оранжевого карлика HIP 57274

13 сентября 2011 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Калифорнийской группы об открытии трех планет у оранжевого карлика HIP 57274. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды (всего 99 замеров). Наблюдения проводились на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES.

Звезда HIP 57274 удалена от Солнца на 25.9 пк. Ее спектральный класс K5 V, масса оценивается в 0.73 ± 0.05 солнечных масс, радиус - в 0.68 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 0.19 ± 0.01 светимостей Солнца. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 7.9 ± 5 млрд. лет.
Рядом с HIP 57274 обнаружены три планеты.
Минимальная масса внутренней планеты HIP 57274 b составляет 11.6 ± 1.3 масс Земли. Этот очень теплый нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.19 ± 0.1, и делает один оборот за 8.135 земных суток.
Минимальная масса средней планеты оценивается в 0.41 ± 0.01 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.178 а.е. и делает один оборот за 32.03 ± 0.02 земных суток. Температурный режим этой планеты соответствует тепловому режиму Меркурия.
И наконец, минимальная масса внешней планеты равна 0.53 ± 0.03 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты заметно выше эксцентриситета внутренних планет и достигает 0.27 ± 0.05. Большая полуось орбиты - 1.01 а.е., орбитальный период - 432 ± 9 земных суток. Температурный режим этой планеты меняется от температурного режима Марса до температурного режима Главного пояса астероидов.

Авторы статьи отмечают, что планетные системы маломассивных звезд (с массой меньше 0.6 солнечных) заметно отличаются от планетных систем звезд, подобных Солнцу. Рядом с красными карликами почти не встречаются планеты-гиганты (если точнее, число планет с массами большими 0.3 масс Юпитера на орбитах ближе 2.5 а.е. у таких звезд оценивается в 3.4 ^+2.2/_-0.9%). С другой стороны, нептуны и суперземли весьма распространены и у красных карликов. Граница между "солнцеподобными" и "маломассивными" звездами проходит как раз в районе спектрального класса K5 V, что делает открытие планетной системы HIP 57274 особенно интересным.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2926v1.pdf

 

 

12 октября 2011
Три новых массивных планеты у звезд красных гигантов

4 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья группы астрономов из Пенсильванского государственного университета (США) и университета им. Николая Коперника (Польша) об открытии трех массивных планет или легких коричневых карликов у звезд красных гигантов HD 240237, BD +48 738 и HD 96127. Наблюдения проводились на телескопе им. Хобби-Эберли (HET), типичная погрешность в определении лучевых скоростей звезд составила 6-10 м/сек.

Звезда HD 240237 - красный гигант спектрального класса K2 III. Его масса составляет 1.7 ± 0.4 масс Солнца, радиус достигает 32 ± 1 радиусов Солнца, светимость довольно неуверенно оценивается в 195-490 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 1.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 240237 b оценивается в 5.3 масс Юпитера. Если наклонение орбиты этого объекта окажется меньше 24 градусов, его истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом. HD 240237 b вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.9 а.е. и эксцентриситетом 0.4 ± 0.1, и делает один оборот за 746 ± 14 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости родительской звезды объект попадает в область очень теплых планет.

Звезда BD +48 738 - красный гигант спектрального класса K0 III. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.39 солнечных масс, радиус составляет 11 ± 1 радиусов Солнца, светимость определяется с большой погрешностью - 23-105 солнечных светимостей. Звезда также отличается пониженным содержанием тяжелых элементов.
Минимальная масса планеты BD +48 738 b - 0.91 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1 а.е. и эксцентриситетом 0.2 ± 0.1, и делает один оборот за 393 ± 6 земных суток. Как и HD 240237 b, планета нагрета гораздо сильнее Меркурия (a/Rэф ~ 0.14).
Лучевая скорость звезды BD +48 738 демонстрирует дополнительный дрейф, говорящий о наличии в этой системе одного или нескольких небесных тел на более широких орбитах. Природу этих тел помогут определить дальнейшие наблюдения.

И, наконец, HD 96127 - еще один красный гигант спектрального класса K2 III. Его масса - 0.91 ± 0.25 солнечных масс, радиус определен с огромной погрешностью - 35 ± 17 солнечных радиусов, светимость оценивается в 245-2138 (!) светимостей Солнца. Тяжелых элементов в составе этой звезды в 1.73 раза меньше, чем в составе Солнца.
Минимальная масса HD 96127 b - 4 массы Юпитера. Планета (или коричневый карлик, если наклонение его орбиты окажется меньше 18 градусов) вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.4 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.1, и делает один оборот за 647 ± 17 земных суток. Из-за высокой светимости звезды она попадает в область горячих планет.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1110/1110.1641v1.pdf

 

 

10 октября 2011
Подтверждена планетная природа транзитных кандидатов Кеплера KOI-135.01 и KOI-204.01

После публикации каталога транзитных кандидатов, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера, сразу несколько научных коллективов подключилось к процессу подтверждения (или опровержения) их планетной природы. 8 октября в Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о двух планетах-гигантах из этого каталога, чью массу удалось измерить методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

KOI-135 (KIC 9818381) - солнцеподобная звезда спектрального класса G0, чья светимость всего на пару процентов превышает светимость Солнца. Расстояние до системы не сообщается, однако с учетом видимой звездной величины KOI-135 (+14^m) его можно оценить в 700 пк.
KOI-135 b - массивный горячий юпитер. Его масса оценивается в 3.2 масс Юпитера, радиус - в 1.2 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.46 г/куб.см и второй космической скорости около 98 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.042 а.е. и делает один оборот за 3.024102 земных суток.

KOI-204 (KIC 9305831) - звезда главной последовательности позднего G-класса (температура фотосферы оценивается в 5287 К). Ее радиус составляет 0.953 радиуса Солнца, светимость близка к 0.64 солнечных. Расстояние до системы также не сообщается, но исходя из видимой звездной величины этой звезды (+15^m) его можно оценить в 870 пк.
KOI-204 b - типичный горячий юпитер. Его масса близка к массе Юпитера, радиус равен 1.2 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.77 г/куб.см и второй космической скорости около 55 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.043 а.е. и делает один оборот за 3.246737 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1110.5462v1.pdf

 

 

8 октября 2011
Россыпь новых миров VII. Системы HD 215456 и HD 204313: очень теплые нептуны и холодные гиганты

Среди планет, представленных 12 сентября на конференции в Вайоминге, были не только нептуны и суперземли. Долгие ряды наблюдений, превышающие 7 лет, позволили обнаруживать у наблюдаемых звезд и планеты-гиганты на широких орбитах.

Звезда HD 215456 удалена от Солнца на 38 ± 0.7 пк. Ее спектральный класс G0.5 V, светимость в 2.7 раза превышает солнечную. По-видимому, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Около HD 215456 найдены две планеты: очень теплый нептун HD 215456 b и холодный сатурн HD 215456 c.
Минимальная масса внутренней планеты HD 215456 b оценивается в 32 ± 3 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.65 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.1, и делает один оборот за 192 ± 0.7 земных суток. Температурный режим планеты примерно соответствует тепловому режиму Меркурия.
Минимальная масса внешней планеты HD 215456 c оценивается в 78 ± 9 масс Земли (~0.8 масс Сатурна). Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 3.39 ± 0.09 а.е. и делает один оборот за 2277 ± 67 земных суток, эксцентриситет орбиты оценивается в 0.19 ± 0.11. Температурный режим внешней планеты меняется от температурного режима Марса до температурного режима Главного пояса астероидов.

Звезда HD 204313 удалена от Солнца на 47.4 ± 1.4 пк. Ее спектральный класс G5, масса оценивается в 1.05 ± 0.03 масс Солнца, светимость примерно на 20% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
В 2009 году рядом со звездой HD 204313 был открыт массивный гигант HD 204313 b на широкой орбите. Его минимальная масса оценивалась в 4 ± 0.2 масс Юпитера, большая полуось орбиты достигала 3.08 ± 0.06 а.е., орбитальный период составлял 1931 ± 18 суток. Полуамплитуда лучевой скорости, наводимая гигантом на свою звезду, достигала 65 м/сек.
С увеличением точности измерения лучевой скорости звезды появилась возможность открыть вторую планету в этой системе - очень теплый нептун HD 204313 c. Его минимальная масса оценивается в 17.2 ± 1.7 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.21 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.09, и делает один оборот за 34.87 ± 0.04 земных суток. Полуамплитуда лучевой скорости звезды, вызванной влиянием HD 204313 c, составляет всего 3.4 м/сек.

В обширном зазоре между нептнами и гигантами почти наверняка есть дополнительные планеты, слишком легкие, чтобы заметно повлиять на лучевую скорость родительской звезды и быть таким образом обнаруженными.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

6 октября 2011
Kepler-18 - компактная система из трех транзитных планет

5 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья Дж.Боруцки с коллегами о подтверждении планетной природы трех транзитных кандидатов у звезды KOI-137. Подтверждение было получено как методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, так и таймингом транзитов. Кроме того, были исключены все остальные физические явления, способные имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию.

Kepler-18 (KOI-137, KIC 8644288) - солнцеподобная звезда спектрального класса G, чья масса оценивается в 0.97 ± 0.04 масс Солнца, радиус - в 1.1 ± 0.05 радиусов Солнца, а светимость близка к 0.93 солнечных. Несмотря на солидный возраст (он оценивается в 10 ± 2.3 млрд. лет), звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до системы не сообщается, но исходя из видимой звездной величины Kepler-18 (+13.55) его можно оценить в 540 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует три системы транзитных сигналов глубиной 2287 ± 9 ppm (1 ppm - одна миллионная видимой звездной величины), 3265 ± 12 ppm и 254 ± 8 ppm с периодами, соответственно, 7.642, 14.859 и 3.505 земных суток.
С целью исключения ложных открытий команда Кеплера проанализировала и исключила все возможные источники ошибок, а также сделала 14 замеров лучевой скорости звезды на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES.

Окончательно, система Kepler-18 выглядит так.
Ближе всего к звезде вращается горячая суперземля Kepler-18 b. Ее масса оценивается в 6.9 ± 3.4 масс Земли, радиус - в 2.0 ± 0.1 земных радиусов, что приводит к средней плотности планеты в 4.9 ± 2.4 г/куб.см. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0447 ± 0.0006 а.е. (примерно 8.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.504725 ± 0.00003 земных суток.
Чуть дальше находится горячий нептун Kepler-18 c. Его масса составляет 17.3 ± 1.9 земных масс, радиус достигает 5.5 ± 0.26 радиусов Земли, что приводит к средней плотности всего 0.59 ± 0.07 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.075 ± 0.001 а.е. (~14.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.64159 ± 0.00003 земных суток.
И, наконец, внешней является планета Kepler-18 d. При массе 16.4 ± 1.4 земных масс ее радиус достигает почти 7 радиусов Земли! Это приводит к очень низкой средней плотности этого очень теплого нептуна - всего 0.27 ± 0.03 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.117 ± 0.002 а.е. (22.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 14.85888 ± 0.00004 земных суток.
Внешние планеты находятся в орбитальном резонансе 2:1 (пока средняя планета делает два оборота вокруг своей звезды, внешняя делает один) и сильно возмущают движение друг друга, приводя периодическим колебаниям времени наступления транзитов.

Новые планеты системы Kepler-18 на плоскости "масса-радиус" (показаны черными кружками). Белыми кружками показаны остальные транзитные экзопланеты, а зелеными звездочками - планеты Солнечной системы. Горячая суперземля Kepler-18 b включает в себя как каменные породы, так и льды, а рыхлые нептуны Kepler-18 c и Kepler-18 d окружены протяженной водородно-гелиевой оболочкой, на которую приходится значительная доля массы этих планет

Низкая средняя плотность обоих нептунов говорит о значительной доле водорода и гелия в их составе (и относительно меньшей доле тяжелых элементов, чем входит в состав Урана и Нептуна в Солнечной системе). Сравнивая параметры планет с модельными расчетами, авторы статьи нашли, что Kepler-18 c имеет ядро из тяжелых элементов (состоящее поровну из льдов и каменных пород) массой 13.5 ± 1.8 земных масс (или ~80% полной массы планеты), а Kepler-18 d - ядро массой 10.1 ± 1.4 масс Земли (~60% полной массы планеты). Своей рыхлостью они напоминают транзитный горячий нептун HAT-P-26 b, также имеющий большие размеры и протяженную водородно-гелиевую оболочку.
Система Kepler-18 пополнила собой список компактных планетных систем, в которых орбиты нескольких планет оказываются плотно упаковаными глубоко внутри орбиты Меркурия. Другими примерами таких систем являются HD 10180, HD 20794, HD 39194, HD 40307 и знаменитая Kepler-11.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1110/1110.0820v1.pdf

 

 

5 октября 2011
Россыпь новых миров VI. Одинокие нептуны HD 45184 b, HD 189567 b, HD 157172 b и HD 150433 b

Продолжаю рассказывать об интересных планетах, представленных 12 сентября на конференции Extreme Solar Systems.

Среди планетных систем, представленных Женевской группой, есть и те, в которых спектрометр HARPS смог обнаружить только по одной планете. Это не означает, что никаких других планет там нет вовсе - просто другие планеты слишком далеки и/или слишком легки, чтобы заметно повлиять на лучевую скорость своей звезды.

HD 45184 - солнцеподобная звезда спектрального класса G1.5 V, удаленная от нас на 21.9 ± 0.2 пк, чья светимость примерно на 12% превосходит светимость Солнца. Рядом с этой звездой обнаружен горячий нептун HD 45184 b на эксцентричной орбите.
Минимальная масса HD 45184 b составляет 12.7 ± 1.7 земных масс. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.064 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.19, и делает один оборот за 5.8872 ± 0.0015 земных суток. Полуамплитуда лучевой скорости, наводимой планетой на свою звезду, составила 4.8 м/сек, всего было сделано 82 замера лучевой скорости, наблюдения велись на протяжении 2738 дней.

HD 189567 - еще одна солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, чья светимость всего на пару процентов превосходит солнечную. Рядом с ней также обнаружен нептун на эксцентричной орбите. Вся система удалена от нас на 17.7 ± 0.1 пк.
Минимальная масса планеты HD 189567 b оценивается в 10 ± 1 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.11 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.23 ± 0.14, и делает один оборот за 14.275 ± 0.005 земных суток. HD 189567 b несколько прохладнее HD 45184 b, ее можно отнести к очень теплым планетам. Она наводит на свою звезду лучевую скорость полуамплитудой 3 м/сек, всего было сделано 166 замеров лучевой скорости звезды на протяжении 2818 суток.

Нептун HD 157172 b оказывается еще прохладнее - его температурный режим меняется грубо от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры. Минимальная масса этой планеты - 38.1 ± 2.6 масс Земли, большая полуось орбиты оценивается в 0.416 ± 0.007 а.е., эксцентриситет достигает 0.46 ± 0.05(!)
Родительская звезда несколько тусклее и легче Солнца - ее спектральный класс G8.5 V, светимость составляет примерно 0.7 солнечной светимости. Вся система удалена от нас на 31.9 ± 0.9 пк. Полуамплитуда лучевой скорости, наводимой планетой, составила 6.4 м/сек, всего было сделано 82 замера, наблюдения велись в течение 2157 дней.

И, наконец, HD 150433 b имеет температурный режим внутреннего края Главного пояса астероидов. Ее минимальная масса - 53.5 ± 6.3 земных масс, т.е. по массе планета занимает промежуточное положение между нептунами и газовыми гигантами. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 1.93 ± 0.05 а.е. и делает один оборот за 1096 ± 27 земных суток (~3 года). Полуамплитуда лучевой скорости, наводимой на звезду, составила 3.8 м/сек, всего был сделан 51 замер.
Родительская звезда также напоминает Солнце. Ее спектральный класс G0 V, вся система удалена от нас на 29.6 ± 0.5 пк.

К сожалению, метод поиска экзопланет путем измерения лучевых скоростей родительских звезд приближается к своему пределу, обусловленному наличием собственных шумов звезды (грануляцией и акустическими колебаниями, приводящими к появлению случайной компоненты лучевой скорости, составляющей десятки сантиметров в секунду даже у самых хромосферно спокойных звезд). На приведенном ниже графике показаны пределы обнаружения планет методом лучевых скоростей на спектрографе HARPS для 10 наиболее ярких и спокойных звезд выборки, лучевые скорости которых замерялись более 165 раз. По оси абсцисс отложен орбитальный период возможных планет в сутках, по оси ординат - их масса, точнее, параметр m sin i в единицах масс Земли. Верхняя синяя линия отмечает порог 100% обнаружения (т.е. планеты, находящиеся выше этой линии, гарантированно будут обнаружены HARPSом). Нижняя синяя линия отмечает 10%-ную вероятность обнаружить планету. Все, что ниже этой линии, принципиально нельзя обнаружить методом лучевых скоростей.

На графике линиями показаны пределы обнаружения планет методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS, красными точками - открытые планеты

Как мы видим, планеты с массой, равной массе Земли, могут быть обнаружены только на самых тесных орбитах (там, где орбитальный период составляет всего несколько дней).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

3 октября 2011
Россыпь новых миров V. Двухнептунные системы HD 21693, HD 13808 и HD 20003

Продолжаю рассказывать об интересных планетах, представленных 12 сентября на конференции Extreme Solar Systems.

Звезда HD 21693 удалена от Солнца на 32.4 ±0.5 пк. Ее спектральный класс G9 IV, светимость составляет примерно 0.7 солнечных. Рядом с этой звездой обнаружены две планеты с массами порядка массы Нептуна.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней HD 21693 b оценивается в 10.2 ± 1.5 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.148 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.17, и делает один оборот за 22.656 ± 0.024 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HD 21693 c - 20.6 ± 1.8 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.264 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 53.88 ± 0.07 земных суток. Эксцентриситет ее орбиты близок к эксцентриситету внутренней планеты - 0.24 ± 0.09. Температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия, внутренняя несколько горячее. Обе планеты наводят на свою звезду лучевые скорости полуамплитудой 2.7 и 4 метра в секунду.

Звезда HD 13808 удалена от Солнца на 28.6 ± 0.3 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чья светимость составляет примерно 40% от светимости Солнца. Рядом с ним также обнаружены два нептуна.
Минимальная масса внутреннего (HD 13808 b) оценивается в 10.3 ± 0.9 земных масс. Он вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.102 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.7, и делает один оборот за 14.182 ± 0.005 земных суток.
Минимальная масса внешнего нептуна составляет 11.6 ± 1.6 земных масс. Эксцентриситет его орбиты достигает 0.43 ± 0.2! Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.248 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 53.83 ± 0.11 земных суток.
Полуамплитуды лучевых скоростей, наводимые планетами на свою звезду, составляют 3.5 и 2.8 метров в секунду.

И, наконец, звезда HD 20003 удалена от нас на 43.8 ± 1.5 пк. Ее спектральный класс G8 V, светимость составляет примерно 80% от светимости Солнца.
Внутренняя планета HD 20003 b вращается вокруг своей звезды по эксцентричной орбите с большой полуосью 0.0974 ± 0.0016 а.е. и эксцентриситетом 0.40 ± 0.08, и делает один оборот за 11.849 ± 0.003 земных суток. Ее масса (параметр m sin i) оценивается в 12 ± 1 масс Земли.
Минимальная масса внешней планеты HD 20003 c - 13.4 ± 1.3 масс Земли. Ее орбитальный период - 33.82 ± 0.07 земных суток, большая полуось орбиты - 0.196 ± 0.003 а.е., эксцентриситет составляет всего 0.16 ± 0.09. Обе планеты наводят на свою звезду лучевые скорости с полуамплитудой 4 и 3 метра в секунду.

Согласно оценкам авторов открытия, количество звезд, имеющих рядом с собой хотя бы одну планету любой массы с периодом меньше 10 лет, достигает 65.2 ± 6.6%. При этом количество звезд, имеющих рядом с собой планету-гигант (массой больше 100 масс Земли) составляет всего 9.7 ± 1.7%. Легкие планеты встречаются гораздо чаще тяжелых.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

24 сентября 2011
Россыпь новых миров IV. Двухнептунные системы HD 96700, HD 93385 и HD 51608

Продолжаю рассказывать об интересных планетах, представленных 12 сентября на конференции Extreme Solar Systems.

Как из анализа данных, полученных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, так из наблюдений планетных кандидатов, сделанных с помощью космического телескопа им. Кеплера, следует важный вывод - большинство маломассивных планет входит в состав многопланетных систем. Количество планет в этих системах, которые мы можем в настоящий момент обнаружить, зависит от чувствительности методов поиска и от длительности времени наблюдения. В некотором смысле, мы видим сейчас лишь "вершину айсберга".
Среди планет, представленных 12 сентября в Вайоминге, многие входят в состав двухпланетных систем. Большинство этих систем состоят из двух нептунов на сравнительно тесных орбитах. Дополнительные планеты, почти наверняка находящиеся в этих системах, слишком легки и слишком далеки от своих звезд, чтобы мы сейчас смогли зарегистрировать их влияние на лучевую скорость звезды.

HD 96700 - солнцеподобная звезда немного ярче и горячее Солнца, удаленная от нас на 25.6 ± 0.3 пк. Ее спектральный класс G0 V, светимость примерно на треть превышает светимость Солнца. Рядом с HD 96700 обнаружены две планеты с массами порядка массы Нептуна.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 96700 b оценивается в 9 ± 0.6 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0774 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.1 ± 0.05, и делает один оборот за 8.126 ± 0.001 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HD 96700 c несколько выше и оценивается в 12.8 ± 1.6 земных масс. Эксцентриситет ее орбиты достигает 0.37 ± 0.19, большая полуось равна 0.422 ± 0.007 а.е., орбитальный период - 103.5 ± 0.6 земных суток. Температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия, внутренняя - типичный горячий нептун. Полуамплитуды лучевых скоростей, наводимых обеими планетами на свою звезду, составляют всего 3 и 2 метра в секунду.

HD 93385 удалена от нас на 42.2 ± 1.2 пк. Ее спектральный класс G2 V, светимость превышает солнечную примерно в полтора раза. Около нее также обнаружено две планеты.
Минимальная масса внутренней (HD 93385 b) - 8.4 ± 0.9 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.112 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.11, и делает один оборот за 13.186 ± 0.006 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HD 93385 c оценивается в 10 ± 1.5 земных масс. Она вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.257 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 46.025 ± 0.073 земных суток. Эксцентриситет определен пока с большой погрешностью и оценивается в 0.24 ± 0.18.
Отношение периодов обеих планет очень близко к 3.5. Возможно, они находятся в орбитальном резонансе 7:2.

И наконец, звезда HD 51608 удалена от нас на 34.8 ± 0.6 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K0 IV, чья светимость составляет примерно две трети от светимости Солнца. Возле него также найдено два нептуна.
Минимальная масса внутреннего из них (HD 51608 b) оценивается в 13 ± 1 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.106 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.06, и делает один оборот за 14.07 ± 0.004 земных суток.
Эксцентриситет орбиты внешнего (HD 51608 c) достигает 0.41 ± 0.18! Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.379 ± 0.006 а.е. и делает один оборот за 95.4 ± 0.4 земных суток, минимальная масса достигает 18 ± 1.6 масс Земли. Температурный режим HD 51608 c меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры.
Полуамплитуды лучевых скоростей, наводимые обеими планетами, составляют 4.1 и 3.3 метров в секунду. Судя по величине погрешностей (1.8 м/сек), превышающих точность спектрографа HARPS, двухпланетное решение не слишком точно описывает эту систему (т.е. в ней наверняка есть дополнительные планеты на более широких орбитах).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

21 сентября 2011
Транзитный мини-нептун HD 97658 b

Звезда HD 97658 удалена от Солнца на 21.1 ± 0.3 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K1 V, чья масса оценивается в 0.75 ± 0.02 масс Солнца, радиус - в 0.70 ± 0.02 радиусов Солнца, а светимость близка к 0.3 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
В 2010 году рядом с этой звездой была открыта планета HD 97658 b. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES, установленного на обсерватории им. Кека (Гавайи), в рамках обзора Eta-Earth Survey. Тогда минимальная масса этой планеты (параметр m sin i) была оценена в 8.2 ± 1.2 земных масс.
Геометрическая вероятность транзитов в этой системе - 4%. Калифорнийская группа провела тщательные фотометрические наблюдения HD 97658 на обсерватории Файрборн (Fairborn Observatory) с целью обнаружить транзит или исключить его. В результате этих наблюдений был обнаружен транзит глубиной 1470 ± 260 ppm (миллионных долей звездной величины). Помимо фотометрических наблюдений, члены Калифорнийской группы сделали 52 дополнительных замера лучевой скорости звезды HD 97658 для уточнения массы планеты.
Окончательно, параметры планеты выглядят так. Масса оценивается в 6.4 ± 0.7 масс Земли, радиус - в 2.93 ± 0.28 радиусов Земли, что приводит к средней плотности планеты 1.40 ^+0.53/_-0.36 г/куб.см. Таким образом, HD 97658 b оказывается не скалистой суперземлей, а, скорее, мини-нептуном с протяженной атмосферой. Своими свойствами HD 97658 b весьма напоминает другой мини-нептун Gliese 1214 b, однако оказывается теплее последнего. Температура Gliese 1214 b оценивается в 400-550К, в то время как температура HD 97658 b - в 510-720К в зависимости от ее альбедо.

Зависимость радиуса от массы для известных маломассивных транзитных экзопланет. Голубыми кружками показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун, зелеными кружками - подтвержденные планеты Кеплера, черными кружками - все остальные транзитные экзопланеты. HD 97658 b показана красным кружком. Видно, что ее радиус слишком велик даже для чисто ледяного состава - она должна быть окружена протяженной атмосферой.

(Примечание от 13 апреля 2013 года. Канадский спутник MOST не смог обнаружить транзиты планеты HD 97658 b. Или радиус этой планеты меньше 2.1 радиуса Земли (с достоверностью 3 сигма), или она вообще не является транзитной.)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2549v1.pdf

 

 

20 сентября 2011
Россыпь новых миров III. Трехпланетные системы HD 31527 и HD 134606

Продолжаю рассказывать об интересных планетах, представленных 12 сентября на конференции Extreme Solar Systems.

HD 31527 - солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G0V - удалена от нас на 38.6 ± 0.9 пк. Ее масса слегка превышает массу Солнца, а светимость на четверть превосходит солнечную. Рядом с этой звездой обнаружено три планеты с минимальными массами, сравнимыми с массами Урана и Нептуна в Солнечной системе.
Минимальная масса внутренней планеты HD 31527 b оценивается в 11.6 ± 0.8 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.125 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.05, и делает один оборот за 16.546 ± 0.007 земных суток.
Средняя планета слегка массивнее - ее минимальная масса составляет 15.8 ± 1.1 земных масс. Она также вращается по орбите с небольшим эксцентриситетом (e ~0.11) на среднем расстоянии 0.267 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 51.28 ± 0.09 земных суток.
И, наконец, орбитальный период внешней планеты оценивается в 274.5 ± 7.8 суток. Эксцентриситет ее орбиты заметно выше эксцентриситета внутренних планет и достигает 0.38 ± 0.25. Параметр m sin i внешней планеты составляет 16.5 ± 3 земных масс.
Полуамплитуды лучевой скорости, наводимые планетами на свою звезду, находятся в интервале от 1.8 до 3 метров в секунду. Для вычисления параметров этой системы было использовано 167 замеров лучевой скорости звезды. Общее время наблюдений составило 2719 суток.

Звезда HD 134606 удалена от Солнца на 26.5 ± 0.4 пк. Ее спектральный класс G6 IV, светимость немного превосходит светимость Солнца. По-видимому, эта звезда совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Минимальная масса внутренней планеты HD 134606 b оценивается в 9.3 ± 1 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.102 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.1, и делает один оборот за 12.08 ± 0.01 земных суток.
Минимальная масса средней планеты HD 134606 c - 12.1 ± 1.7 масс Земли. Планета вращается вокруг звезды на среднем расстоянии 0.296 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 59.5 ± 0.2 земных суток. Эксцентриситет орбиты HD 134606 c определен пока с большими погрешностями: 0.29 ± 0.2.
И, наконец, внешняя планета HD 134606 d имеет гораздо более широкую и эксцентричную орбиту. Ее большая полуось - 1.157 ± 0.024 а.е., эксцентриситет оценивается в 0.46 ± 0.09, орбитальный период - 459 ± 8 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.63 а.е. в перицентре до 1.69 а.е. в апоцентре, т.е. в 2.7 раза!
Полуамплитуды лучевой скорости, наводимые планетой на звезду, находятся в интервале от 2.2 до 3.7 метров в секунду. Чтобы восстановить параметры этой системы, понадобилось 113 замеров лучевой скорости звезды на протяжении 2548 суток.

Мы видим, что обнаружение этих планет стало возможным лишь благодаря исключительной точности спектрометра HARPS, позволяющего измерять лучевые скорости звезд с погрешностью, не превышающей 1 м/сек. Почти наверняка в описанных системах есть и другие маломассивные планеты на более широких орбитах, но их влияние на звезду еще слабее, и соответствующий доплеровский сигнал тонет в шумах. Однако обилие обнаруженных маломассивных планет приводит швейцарских астрономов к выводу, что примерно половина солнцеподобных звезд имеет рядом с собой хотя бы один нептун или суперземлю (для сравнения, планеты-гиганты вращаются только вокруг 14% из них).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

17 сентября 2011
Транзитный прохладный сатурн в двойной системе: Kepler-16 b

Группа американских астрономов, работающих с данными космического телескопа им. Кеплера, объявила об открытии транзитной планеты, вращающейся вокруг пары маломассивных звезд. Кривая блеска этой системы демонстрирует затмения звезд друг другом, транзиты планеты по диску более яркого компонента и скользящие транзиты планеты по диску более тусклой звезды. Из анализа глубины и формы транзитов, а также из измерения вариаций времени наступления транзитов параметры системы были измерены с исключительной точностью.
Kepler-16 (KOI-1611, KIC 12644769) - двойная звезда, включающая в себя компонент А (оранжевый карлик спектрального класса К массой 0.69 ± 0.004 солнечных масс и радиусом 0.649 ± 0.001 солнечных радиусов) и компонент B (красный карлик спектрального класса М массой 0.2026 ± 0.0007 солнечных масс и радиусом 0.2262 ± 0.0006 солнечных радиусов). Звезды вращаются друг вокруг друга по эллиптической орбите с большой полуосью 0.2243 ± 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.1594 ± 0.0006, и делают один оборот за 41.07922 ± 0.00008 земных суток. Каждые пол оборота компонент B частично затмевает компонент А, и общий блеск системы падает на 13%. Когда же компонент А частично затмевает компонент B, блеск системы падает только на 1.6%.
Планета Kepler-16(AB) b вращается вокруг пары звезд как целого. Его масса составляет 0.333 ± 0.016 масс Юпитера, радиус оценивается в 0.754 ± 0.003 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.964 ± 0.047 г/куб.см. Планета вращается вокруг барицентра системы по очень близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.007) на среднем расстоянии 0.705 ± 0.001 а.е., и делает один оборот за 228.78 ± 0.04 земных суток.
Физические параметры Kepler-16(AB) b близки к физическим параметрам Сатурна, однако транзитная планета оказывается несколько плотнее. Сравнив эти параметры с результатами модельных расчетов, авторы открытия пришли к выводу, что примерно половину массы Kepler-16(AB) b (40-60 масс Земли) составляет ядро из тяжелых элементов, в то время как вторая половина приходится на протяженную водородно-гелиевую оболочку. Эффективная температура планеты оценивается в 170-200К при альбедо Бонда, равном 0.2-0.5 (для сравнения, альбедо Бонда Сатурна составляет 0.34).
Плоскость орбиты планеты наклонена к плоскости орбиты звездной пары менее чем на 0.4°.
Для изучения устойчивости этой системы авторы открытия промоделировали ее поведение на протяжении 2 млн. лет. Система оказалась устойчивой. При этом выяснилось, что орбитальные параметры транзитной планеты испытывают периодические колебания с характерным временем изменения, близким к 40 годам. Эксцентриситет орбиты достигал максимального значения 0.009 и опять уменьшался, наклонение орбиты менялось на 0.2°. Но даже такого ничтожного изменения оказалось достаточно, чтобы Kepler-16(AB) b перестала быть транзитной планетой! Так, в начале 2018 года прекратятся транзиты планеты по диску компонента А, и возобновятся только в 2042 году. А транзиты по диску компонента B уже сейчас скользящие, и с мая 2014 года планета Kepler-16(AB) b на 35 лет перестанет его затмевать.
Авторы открытия отмечают, что удивительная компланарность этой системы и низкий эксцентриситет орбиты планеты говорят о том, что планета образовалась из протопланетного диска, окружающего обе звезды, а не была закинута на текущую орбиту в результате планет-планетного рассеяния. Это открытие позволит по-новому взглянуть на процесс формирования планет в системах двойных звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1109/1109.3432.pdf

 

 

16 сентября 2011
Россыпь новых миров II. Две суперземли в системе HD 215152

Продолжаю рассказывать об интересных планетах, представленных 12 сентября на конференции Extreme Solar Systems.

Звезда HD 215152 удалена от нас на 21.5 ± 0.4 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K0 V, чья светимость составляет примерно четверть светимости Солнца. Рядом с ним обнаружены две суперземли на близких тесных орбитах.
Минимальная масса внутренней планеты HD 215152 b (параметр m sin i) составляет всего 2.8 ± 0.5 массы Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.065 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.34 ± 0.27, и делает один оборот за 7.283 ± 0.006 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты чуть больше и составляет 3.1 ± 0.5 массы Земли. Эксцентриситет ее орбиты даже превышает эксцентриситет внутренней и достигает значения 0.38 ± 0.23. Большая полуось орбиты оценивается в 0.085 ± 0.001 а.е., орбитальный период - в 10.866 ± 0.014 земных суток.
Отношение периодов двух планет очень близко к 1.5, скорее всего, они находятся в орбитальном резонансе 3:2. Обе суперземли сильно возмущают орбиты друг друга, что приводит к высоким эксцентриситетам этих орбит и мощному рассеянию в недрах планет приливной энергии. Весьма вероятно, что обе они отличаются бурной вулканической активностью.
Полуамплитуды лучевой скорости, наводимые планетами на свою звезду, составляют всего 1.26 м/сек! Потребовалось сделать 171 замер лучевой скорости HD 215152 на протяжении 2927 дней, чтобы уверенно выделить оба сигнала и восстановить параметры системы. На данный момент планеты с массой, в несколько раз большей массы Земли, лежат вблизи порога обнаружимости методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

15 сентября 2011
Россыпь новых миров I. HD 38858 b: эксцентричный нептун в обитаемой зоне

12 сентября на конференции Extreme Solar Systems в Вайоминге (США) члены Женевской группы объявили об открытии более 50 новых экзопланет. Я начинаю подробно рассказывать о каждой из них.

Звезда HD 38858 удалена от Солнца на 15.2 ± 0.1 пк. Это солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G4 V, чья масса и светимость немного меньше массы и светимости Солнца. Рядом с ней обнаружена одна планета HD 38858 b, чья орбита целиком пролегает в обитаемой зоне.
Минимальная масса HD 38858 b (параметр m sin i) составляет 0.096 ± 0.012 масс Юпитера или 30.6 ± 4 массы Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.04 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.27 ± 0.17, и делает один оборот за 407 ± 4 земных суток. Ее температурный режим меняется от температурного режима Земли до температурного режима Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.2497v1.pdf

 

 

14 сентября 2011
Легче пуха: горячий сатурн Kepler-12 b

5 сентября 2011 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Калифорнийской группы о подтверждении планетной природы транзитного кандидата Кеплера KOI-20.01. Им оказался горячий сатурн, который при массе 0.43 ± 0.04 масс Юпитера имеет размеры, превосходящие Юпитер в 1.7 ± 0.03 раза! Из-за огромных размеров планеты ее средняя плотность оказывается равной всего 0.11 ± 0.01 г/куб.см, т.е. в 9 раз меньше плотности воды. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет меньше 0.09 на уровне 3 сигма) на расстоянии 0.0556 ± 0.0007 а.е., и делает один оборот за 4.437964 земных суток.
Kepler-12 b пополнил собой список горячих планет, имеющих так называемую "аномалию радиуса". Планеты с этой аномалией оказываются гораздо большего размера, чем предсказывают для них модели горячих гигантов, и больше, чем бывают другие горячие гиганты сравнимой массы. В чем причина "аномалии радиуса", пока неясно. В качестве объяснения выдвигается несколько возможных причин:
- дополнительный разогрев недр планеты вследствие рассеяния приливной энергии (если ее орбита обладает заметным эксцентриситетом),
- высокая непрозрачность атмосферы на уровнях давления в миллибары и ниже из-за сильного поглощения света молекулами окисей титана и ванадия (справедливо для наиболее нагретых планет),
- дополнительный нагрев атмосферы из-за рассеяния джоулева тепла, возникающего при взаимодействии магнитного поля планеты и крупномасштабных токов в атмосфере.
Возможно, действуют сразу несколько причин.
Кроме транзита, в системе Kepler-12 был обнаружен вторичный минимум (затмение планеты звездой). Глубина вторичного минимума позволила измерить геометрическое альбедо планеты - оно составило 0.14 ± 0.04 (считая весь свет, полученный от планеты, отраженным светом звезды). Поскольку часть излучения горячего сатурна явно является тепловым, реальное альбедо этой планеты будет ниже.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.1611v1.pdf

 

 

13 сентября 2011
Россыпь новых миров: 51 планета от HARPS

12 сентября на конференции Extreme Solar Systems в Вайоминге (США) члены Женевской группы объявили об открытии более 50 новых экзопланет, из которых 16 являются суперземлями. Все открытия сделаны методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа HARPS.
В течение нескольких лет европейские астрономы с высочайшей точностью измеряли лучевые скорости 376 солнцеподобных звезд. Они нашли, что около 40% таких звезд имеют рядом с собой хотя бы одну планету менее массивную, чем Сатурн. Их вывод согласуется с выводом научной группы Кеплера, обнаружившей, что 34% звезд имеют хотя бы одну планету ближе 0.5 а.е. Планетные системы оказались чрезвычайно распространенным явлением в Галактике.
Кроме общих выводов, члены Женевской группы объявили об открытии 51 планеты, из которых 16 являются суперземлями (так называют планеты с массами, всего в несколько раз большими массы Земли). Некоторые из них находятся у внутреннего края обитаемой зоны - узкой области вокруг звезды, где вода на поверхности планеты земного типа может находиться в жидком состоянии.
В ближайшие дни я буду подробно рассказывать о каждой из этих планет.

Информация получена: http://www.eurekalert.org/pub_releases/2011-09/e-fne091211.php

 

 

12 сентября 2011
Суперземля на 9.3-дневной орбите: Kepler-19 b

В последние годы было открыто несколько экзопланет, не имеющих аналога в Солнечной системе - экзопланет с размерами и массами, промежуточными между размерами и массами Земли и Урана. Это массивные каменистые планеты Kepler-9 d, CoRoT-7 b, Kepler-10 b, а также менее плотные GJ 1214 b, Kepler-11 b, c, d, e, f и другие. Среди 1235 транзитных кандидатов Кеплера, представленных 1 февраля 2011 года, около 300 имеют радиус в интервале от 1.25 до 2 радиусов Земли. Однако подтверждение их планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительских звезд весьма затруднено из-за слабого блеска звезд и ожидаемой малой массы планет.
7 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрономов о подтверждении планетной природы транзитного кандидата Кеплера KOI-84.01. К сожалению, методом лучевых скоростей его массу измерить не удалось, был получен только верхний предел - 0.064 массы Юпитера (~20 масс Земли). Однако авторы статьи подробно рассмотрели все физические процессы, способные имитировать транзитную кривую блеска, и последовательно исключили каждый из них (так, точная спектроскопия не обнаружила в спектре звезды Kepler-19 никаких признаков другого звездного спектра, на глубоких снимках ближайших окрестностей Kepler-19 не нашлось близких звезд, глубина транзита, измеренная ИК-телескопом им. Спитцера на волне 4.5 мкм, в пределах погрешности измерений совпала с глубиной транзита, измеренного Кеплером, и т.д.) По оценкам авторов, вероятность того, что транзитная кривая блеска звезды Kepler-19 вызвана реальной планетой, в 7000 раз превышает вероятность ложного открытия.
Итак, Kepler-19 - солнцеподобная звезда спектрального класса G. Ее масса оценивается в 0.936 ± 0.040 солнечных масс, радиус - в 0.85 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 61% от светимости Солнца. Исходя из ее видимой звездной величины (+11.9) можно оценить расстояние до системы - оно составляет примерно 200 пк.
Радиус планеты Kepler-19 b оценивается в 2.21 ± 0.05 радиусов Земли. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.118 ± 0.002 а.е. (21.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 9.287 земных суток.
Регулярные вариации времени наступления транзитов говорят о том, что в системе находится еще одно небесное тело, силой своего притяжения возмущающее орбиту Kepler-19 b. Параметры его пока известны с большой неопределенностью. Скорее всего, это тоже планета с массой меньше 6 масс Юпитера, чей орбитальный период меньше 160 суток. Уточнить орбитальные и физические параметры этой интересной системы помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.1561v1.pdf

 

 

8 сентября 2011
Алмазная планета у нейтронной звезды?

Радиопульсары - сильно намагниченные быстро вращающиеся нейтронные звезды - образуются во время вспышек сверхновых звезд. Сразу после рождения они вращаются очень быстро - с частотой около 50 Герц, однако постепенно замедляются, излучая потоки так называемого "пульсарного ветра" и теряя энергию. Через несколько сотен тысяч лет период вращения нейтронных звезд увеличивается до нескольких секунд, и большинство из них прекращает излучать радиоволны. Подавляющее большинство радиопульсаров (99%) являются одиночными объектами.
В противоположность им 70% так называемых миллисекундных пульсаров входит в состав двойных систем. В настоящее время считается, что миллисекундные пульсары - это старые нейтронные звезды, снова сильно раскрученные во время аккреции вещества, поступающего со второго компонента тесной двойной системы. Частота вращения миллисекундных пульсаров может достигать 716 Герц! При этом магнитное поле нейтронной звезды уменьшается от ~10¹² гаусс (типичная величина для радиопульсара) до ~10⁸ Гаусс. Типичным компаньоном миллисекундного пульсара является белый карлик массой 0.2-0.5 солнечных масс.
Однако в ряде случаев аккреция вещества компаньона на нейтронную звезду может продолжаться и дальше, приводя к резкому уменьшению массы компаньона вплоть до его попадания в диапазон планетных масс. Это происходит из-за того, что для белых карликов зависимость радиуса от массы обратная (чем больше масса белого карлика, тем он компактнее), и, теряя вещество, он не уменьшается в размерах, а, напротив, увеличивается, переполняя свою полость Роша.
Австралийские астрономы изучали PSR J1719-14 - миллисекундный пульсар с периодом вращения 5.7 миллисекунд. Методом тайминга импульсов рядом с ним был обнаружен маломассивный компаньон на 2,2-часовой круговой орбите. Функция масс системы, вычисляемая по формуле:

составила всего 7.85 10^-10 солнечных масс.
На этом факты заканчиваются. Дальше начинаются спекуляции.
Если наклонение орбиты компаньона i = 90° (иначе говоря, система наблюдается с ребра) и масса пульсара оценивается в 1.4 солнечных масс (типичная величина для нейтронных звезд), то масса компаньона оказывается близкой к массе Юпитера. При этом радиус полости Роша компаньона составляет всего 0.4 радиуса Юпитера - т.е. простым газовым гигантом, состоящим из водорода и гелия, он быть никак не может! Зато он может быть гелиевым белым карликом, практически переполняющим свою полость Роша, или еще более плотным и компактным углеродно-кислородным белым карликом. Авторы статьи явно склоняются ко второму варианту.
Если i = 18°, а масса пульсара оценивается в 2 массы Солнца, то размер полости Роша компаньона составляет 0.6 радиусов Юпитера. Заметим, что нижний предел на среднюю плотность компаньона не зависит от наклонения орбиты и оценивается в 23 г/куб.см. Ну а если наклонение составляет всего несколько градусов (система наблюдается практически плашмя), загадочный компаньон пульсара PSR J1719-14 может оказаться заурядным (хотя и маломассивным) белым карликом.
Открытие такой экзотической пары - старой нейтронной звезды и остатка белого карлика, вращающегося вокруг нее на расстоянии, всего в полтора раза превышающего расстояние между Землей и Луной, - подчеркивает удивительное разнообразие планетных систем во вселенной.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.5201v1.pdf

 

 

6 сентября 2011
Бывшие А-звезды и их спутники: 18 новых планет-гигантов

Изучение планетных систем у звезд различных масс показало, что масса родительской звезды является очень важным параметром планетной системы. Планетные системы у звезд промежуточных масс (1.5 < M < 3 солнечных) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те, в свою очередь, отличаются от планетных систем М-карликов. Вероятность обнаружить рядом со звездой планету-гигант резко растет с увеличением массы звезды, кроме того, планеты рядом со звездами промежуточных масс обычно массивны, находятся на сравнительно широких орбитах и отличаются (в среднем, конечно) небольшими эксцентриситетами орбит.
Группа американских ученых, работающих на обсерватории им. Кека, в течение нескольких лет измеряла лучевые скорости 240 звезд красных гигантов спектрального класса K, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A или ранний F. Проэволюционировавшие звезды изучались потому, что непосредственное измерение лучевых скоростей звезд главной последовательности с массой большей примерно 1.3 солнечных масс (спектральный класс F8 V и более ранние) затруднено из-за быстрого вращения таких звезд и отсутствия в их спектре узких линий поглощения.
В результате было обнаружено 18 новых планет-гигантов (точнее, 17 планет и один коричневый карлик). Пять звезд из 18, помимо периодического доплеровского сигнала, вызванного планетой, демонстрировали дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в этих системах еще каких-то небесных тел на более широких орбитах.

Таблица 1. Свойства родительских звезд.

Звезда	Видимая звездная величина	Удаленность, пк	[Fe/H]	m, масс Солнца	R, радиусов Солнца	L, светимостей Солнца
HD 1502	8.52	159 ± 19	0.09 ± 0.03	1.61 ± 0.11	4.5 ± 0.1	11.6 ± 0.5
HD 5891	8.25	251 ± 76	-0.02 ± 0.03	1.91 ± 0.13	8.7 ± 0.2	39.4 ± 0.8
HD 18742	7.97	135 ± 14	-0.04 ± 0.03	1.60 ± 0.11	4.9 ± 0.1	13.9 ± 0.5
HD 28678	8.54	227 ± 48	-0.11 ± 0.03	1.74 ± 0.12	6.2 ± 0.1	22.9 ± 0.6
HD 30856	8.07	118 ± 10	-0.06 ± 0.03	1.35 ± 0.09	4.2 ± 0.1	9.9 ± 0.5
HD 33142	8.13	126 ± 11	+0.05 ± 0.03	1.48 ± 0.10	4.2 ± 0.1	10.5 ± 0.5
HD 82886	7.78	125 ± 12	-0.31 ± 0.03	1.06 ± 0.07	4.8 ± 0.1	13.9 ± 0.5
HD 96063	8.37	158 ± 20	-0.30 ± 0.03	1.02 ± 0.07	4.5 ± 0.1	12.7 ± 0.5
HD 98219	8.21	134 ± 12	-0.02 ± 0.03	1.30 ± 0.09	4.5 ± 0.1	11.2 ± 0.5
HD 99706	7.81	129 ± 11	+0.14 ± 0.03	1.72 ± 0.12	5.4 ± 0.1	15.4 ± 0.5
HD 102329	8.04	158 ± 21	+0.30 ± 0.03	1.95 ± 0.14	6.3 ± 0.1	19.6 ± 0.5
HD 106270	7.73	85 ± 6	+0.08 ± 0.03	1.32 ± 0.09	2.5 ± 0.1	5.7 ± 0.5
HD 108863	7.89	139 ± 15	+0.20 ± 0.03	1.85 ± 0.13	5.6 ± 0.1	16.8 ± 0.5
HD 116029	8.04	123 ± 10	+0.18 ± 0.03	1.58 ± 0.11	4.6 ± 0.1	11.3 ± 0.5
HD 131496	7.96	110 ± 9	+0.25 ± 0.03	1.61 ± 0.11	4.3 ± 0.1	9.8 ± 0.5
HD 142245	7.63	109.5 ± 7.4	+0.23 ± 0.03	1.69 ± 0.12	5.2 ± 0.1	13.5 ± 0.5
HD 152581	8.54	186 ± 33	-0.46 ± 0.03	0.93 ± 0.07	4.8 ± 0.1	14.9 ± 0.6
HD 158038	7.64	104 ± 8	+0.28 ± 0.03	1.65 ± 0.12	4.8 ± 0.1	11.9 ± 0.5

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Эксцентриситет	Аргумент перицентра, °	m sin i, масс Юпитера	большая полуось орбиты, а.е.	дополнительный дрейф лучевой скорости, м/с в год
HD 1502 b	432 ± 3	0.101 ± 0.036	219 ± 20	3.1 ± 0.2	1.31 ± 0.03	0
HD 5891 b	177.1 ± 0.3	0.066 ± 0.020	360 ± 30	7.6 ± 0.4	0.76 ± 0.02	0
HD 18742 b	772 ± 11	< 0.23	102 ± 50	2.7 ± 0.3	1.92 ± 0.05	4.1 ± 1.6
HD 28678 b	387 ± 4	0.168 ± 0.068	131 ± 30	1.7 ± 0.1	1.24 ± 0.03	3.1 ± 1.9
HD 30856 b	912 ± 41	< 0.24	180 ± 60	1.8 ± 0.2	2.00 ± 0.08	0
HD 33142 b	326.6 ± 4	< 0.22	138 ± 60	1.3 ± 0.1	1.06 ± 0.03	0
HD 82886 b	705 ± 34	< 0.27	347 ± 80	1.3 ± 0.1	1.65 ± 0.06	7.5 ± 2.3
HD 96063 b	361 ± 10	< 0.28	90 ± 100	0.9 ± 0.1	0.99 ± 0.03	0
HD 98219 b	437 ± 4.5	< 0.21	47 ± 30	1.8 ± 0.1	1.23 ± 0.03	0
HD 99706 b	868 ± 31	0.365 ± 0.10	359 ± 20	1.4 ± 0.1	2.14 ± 0.08	-7.4 ± 2.0
HD 102329 b	778 ± 7	0.21 ± 0.04	182 ± 10	5.9 ± 0.3	2.01 ± 0.05	0
HD 106270 b	2890 ± 390	0.4 ± 0.05	15.4 ± 4	11.0 ± 0.8	4.3 ± 0.4	0
HD 108863 b	443.4 ± 4.2	< 0.10	177 ± 60	2.6 ± 0.2	1.40 ± 0.03	0
HD 116029 b	670 ± 8	< 0.21	360 ± 100	2.1 ± 0.2	1.73 ± 0.04	0
HD 131496 b	883 ± 29	0.163 ± 0.073	22 ± 40	2.2 ± 0.2	2.09 ± 0.07	0
HD 142245 b	1299 ± 48	< 0.32	234 ± 60	1.9 ± 0.2	2.77 ± 0.09	0
HD 152581 b	689 ± 13	< 0.22	321 ± 90	1.5 ± 0.1	1.48 ± 0.04	0
HD 158038 b	521 ± 7	0.291 ± 0.093	334 ± 10	1.8 ± 0.2	1.52 ± 0.04	63.5 ± 1.5

Температурный режим новых планет, как правило, соответствует температурному режиму Меркурия или Венеры.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.4205v1.pdf

 

 

24 августа 2011
Новый транзитный горячий гигант TrES-5 b

Наземные обзоры, посвященные поиску транзитных экзопланет, продолжают методично прочесывать небо и обнаруживать все новые и новые горячие гиганты. 17 августа 2011 года об открытии своей пятой планеты объявил обзор Trans-Atlantic Exoplanet Survey (TrES).
Обзор TrES основан на работе трех автоматических 10-сантиметровых телескопов, один из которых находится на обсерватории им. Ловелла, второй - на Паломарской обсерватории, а третий - на Канарских островах. Каждую ясную ночь эти телескопы наблюдают звездное поле размером 5.8х5.8 градусов, снимая фотометрию множества звезд с целью поиска транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска звезды, вызванных прохождением планеты по ее диску. С 2004 по 2011 год в рамках этого обзора было обнаружено четыре планеты, все - горячие гиганты.

Звезда TrES-5 (GSC 03949-00967) удалена от Солнца на 360 ± 11 пк. Ее эффективная температура 5171 ± 36К, что соответствует позднему G или раннему К спектральному классу. Масса звезды оценивается в 0.89 ± 0.02 солнечных масс, радиус - в 0.87 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет примерно половину солнечной. TrES-5 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно на 60% больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 7.4 ± 2 млрд. лет.
TrES-5 b - типичный горячий гигант. Его масса составляет 1.78 ± 0.06 масс Юпитера, радиус равен 1.21 ± 0.02 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.25 ± 0.08 г/куб.см и второй космической скорости около 73 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0245 ± 0.0007 а.е. (~7 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.4822446 ± 0.0000007 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что параметры планеты находятся в хорошем соответствии с предсказаниями теоретических моделей для водородно-гелиевых планет без заметного ядра из тяжелых элементов. Эффективную температуру TrES-5 b они оценили в 1500К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.3572v1.pdf

 

 

19 августа 2011
Четыре новых суперземли и экзонептун в солнечных окрестностях

С началом работы спектрографов нового поколения, способных измерять лучевые скорости звезд с точностью ~ 1 м/сек и даже лучше, во внесолнечной планетологии открылась новая эра. Стало возможным обнаруживать планеты, чья масса всего в несколько раз превосходит массу Земли (так называемые суперземли). Одним из таких спектрографов является спектрограф HARPS, установленный на 3.6-метровом телескопе на обсерватории Ла Силла (Чили). Значение этого инструмента трудно переоценить - достаточно сказать, что 2/3 планет массой ниже 18 масс Земли открыты именно с помощью HARPS.
В 2009 году Женевская группа начала новую программу поиска маломассивных планет в солнечных окрестностях. Для этого были выбраны 10 звезд, удовлетворяющих следующим требованиям:
- удаленность от Солнца не более 16 пк,
- спектральный класс поздний G или ранний K,
- низкая скорость вращения и низкая хромосферная активность,
- достаточная яркость.
Из указанных десяти звезд планетные системы были обнаружены у трех(!) Одна из планет уже была анонсирована ранее и теперь подтвердилась новыми наблюдениями (GJ 785 b), еще две планетные системы представлены впервые.

Звезда HD 20794 (HR 1008, GJ 139) удалена от Солнца на 6.06 пк. Ее спектральный класс G8 V, масса оценивается в 0.7 солнечных масс, а светимость составляет 0.656 ± 0.003 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2.5 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HD 20794 оценивается в 5.8 ± 0.7 млрд. лет.
Всего было сделано 187 замеров лучевой скорости этой звезды, что позволило обнаружить около нее три планеты.
Минимальная масса внутренней планеты HD 20794 b (параметр m sin i) составляет 2.7 ± 0.3 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.12 а.е. и делает один оборот за 18.315 ± 0.008 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 660К. Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной.
Минимальная масса средней планеты HD 20794 c оценивается в 2.4 ± 0.4 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.204 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 40.114 ± 0.053 земных суток. Ее эффективная температура близка к 508К.
И, наконец, минимальная масса внешней планеты HD 20794 d оценивается в 4.8 ± 0.6 масс Земли. Она удалена от своей звезды на 0.35 а.е., орбитальный период достигает 90.31 ± 0.18 земных суток, эксцентриситет близок к нулю. Эффективная температура планеты составляет 388К - иначе говоря, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.
Своей компактностью и низкими эксцентриситетами орбит планет эта система напоминает системы HD 40307 и HD 10180.

Звезда HD 85512 удалена от Солнца на 11.15 пк. Ее спектральный класс K5 V, масса оценивается в 0.69 солнечных масс, светимость составляет 0.126 ± 0.008 солнечных. Как и HD 20794, звезда HD 85512 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 5.6 ± 0.6 млрд. лет.
Было сделано 185 замеров лучевой скорости HD 85512, позволивших обнаружить одну планету минимальной массой 3.6 ± 0.5 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.26 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.1, и делает один оборот за 58.43 ± 0.13 земных суток. Тепловой режим HD 85512 b соответствует тепловому режиму Венеры.

Звезда GJ 785 (HD 192310, HIP 99825) удалена от Солнца на 8.82 пк. Ее спектральный класс K3 V, масса оценивается в 0.8 масс Солнца, светимость равна 0.385 ± 0.007 солнечной. Возраст этой звезды оценивается в 7.8 ± 0.9 млрд. лет.
В 2010 году около GJ 785 уже был обнаружен теплый нептун GJ 785 b с минимальной массой 21.6 масс Юпитера, вращающийся по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.32 а.е. и эксцентриситетом 0.3. Женевская группа подтвердила его наличие и обнаружила в этой системе еще одну планету GJ 785 c, что привело к некоторому пересмотру параметров внутренней планеты (теперь ее минимальная масса оценивается в 16.9 ± 0.9 масс Земли, а эксцентриситет орбиты снизился до 0.13 ± 0.04).
Минимальная масса внешней планеты GJ 785 c составляет 24 ± 5 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.18 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.32 ± 0.11, и делает один оборот за 526 ± 9 земных суток. Температурный режим внешней планеты соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов.

Авторы статьи отмечают, что обнаружение маломассивных планет у трех из десяти звезд говорит об очень широкой распространенности таких планет. Конечно, статистика очень мала, но данные Кеплера, обнаружившего большое количество транзитных планетных кандидатов небольших размеров, подтверждают этот вывод.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.3447v1.pdf

 

 

16 августа 2011
Новый транзитный горячий гигант WASP-50 b

Пока космический телескоп им. Кеплера собирает уникальную информацию о планетах земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд на Поле Кеплера, наземные обзоры по поиску транзитных экзопланет продолжают свою обычную работу по сканированию всего неба. Самым успешным среди них является обзор SuperWASP, на днях обнаруживший свою 50-ю планету.
Звезда WASP-50 (2MASS02544513-1053530, GSC1 5290-00462) удалена от Солнца на 230 ± 40 пк. Ее спектральный класс G9 V, масса оценивается в 0.89 ± 0.08 масс Солнца, радиус - в 0.84 ± 0.03 радиусов Солнца, светимость близка к 0.6 солнечным. Звезда отличается умеренной хромосферной активностью и довольно быстрым вращением (период составляет 16.3 ± 0.5 земных суток).
WASP-50 b - типичный горячий гигант. Его масса оценивается в 1.47 ± 0.09 масс Юпитера, радиус равен 1.15 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.28 ± 0.12 г/куб.см и второй космической скорости около 68 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с эксцентриситетом 0.009 ^+0.011/_-0.006 на среднем расстоянии 0.029 а.е. (7.5 звездных радиусов), и делает один оборот за 1.955 земных суток. Авторы открытия оценили температуру дневного полушария WASP-50 b в 1393 ± 30К (в предположении нулевого альбедо).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.2641v1.pdf

 

 

12 августа 2011
Самая темная планета

Поскольку внесолнечные планеты находятся на очень малом угловом расстоянии от своих звезд, их невозможно разрешить даже в самые лучшие телескопы (исключение составляют молодые массивные планеты-гиганты у самых близких звезд, удаленные от них на десятки а.е.). Как правило, телескоп измеряет общий блеск системы "планета+звезда". Однако планета, вращаясь вокруг своей звезды, демонстрирует смену фаз, что приводит к незначительному (на уровне единиц и десятков миллионных долей звездной величины) изменению общего блеска системы.
Исключительно высокая точность фотометрии космического телескопа им. Кеплера позволила ученым измерить фазовую кривую транзитного горячего гиганта TrES-2 b. Амплитуда фазовой кривой составила всего 6.5 ± 1.9 ppm, что говорит о крайне низком геометрическом альбедо этой планеты - всего 0.025 ± 0.007 (и то, если считать, что весь свет от планеты является отраженным светом звезды). Если же часть излучения планеты является ее собственным тепловым излучением, то альбедо планеты оказывается еще ниже, < 1%.
Сравнение наблюдательных данных с модельными расчетами позволило также определить, что примерно 30% энергии, получаемой планетой от звезды, переносится на ночную сторону планеты и переизлучается там.
Горячий гигант TrES-2 b был открыт в 2006 году. Его масса составляет 1.25 ± 0.05 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.26 ± 0.04 радиуса Юпитера, он вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.036 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 2.471 земных суток.
В чем причина такого низкого альбедо горячих гигантов? В настоящий момент предполагается, что оно вызвано широкими линиями поглощения газообразных натрия и калия, а также молекул окисей титана и ванадия TiO и VO в атмосферах этих планет. Впрочем, несколько горячих гигантов демонстрируют необычно высокое альбедо.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.2297v1.pdf

 

 

5 августа 2011
Плотный горячий гигант с высоким альбедо: KOI-196 b

2 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов о подтверждении планетной природы, измерении массы и величины альбедо еще одного транзитного кандидата Кеплера - KOI-196.01. Масса планеты, измеренная методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE на 1.93-метровом телескопе обсерватории Haute-Provence (Франция), оказалась равной 0.49 ± 0.09 масс Юпитера. При радиусе планеты, равном 0.84 ± 0.03 радиусов Юпитера, это приводит к средней плотности 1.02 ± 0.18 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.029 ± 0.001 а.е. (примерно 6.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.85556 земных суток.
Родительская звезда - солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G2 V, чья масса оценивается в 0.94 ± 0.09 масс Солнца, а содержание тяжелых элементов на четверть меньше солнечного (впрочем, эта величина измерена с большой погрешностью и может быть пересмотрена). Расстояние до системы составляет 730 ± 70 пк.
Авторы отмечают, что для такой близкой к звезде и сравнительно маломассивной планеты у нее слишком малый радиус и высокая средняя плотность. По их оценкам, масса ядра из тяжелых элементов KOI-196 b составляет от 50 до 100 масс Земли, т.е. от 1/3 до 2/3 ее полной массы. Этим планета напоминает другой транзитный горячий гигант, HD 149026 b. Подавляющее число других относительно маломассивных горячих гигантов имеют преимущественно водородно-гелиевый состав и очень низкую среднюю плотность.
Этим странности новой планеты не ограничиваются. Авторы открытия, воспользовавшись исключительно высокой точностью фотометрии, даваемой космическим телескопом им. Кеплера, измерили фазовую кривую и альбедо KOI-196 b. Альбедо оказалось неожиданно высоким - 0.3 ± 0.08. Кроме KOI-196 b, только два горячих гиганта имеют высокое альбедо - Kepler-7 b (геометрическое альбедо 0.32 ± 0.03) и HAT-P-7 b (0.58 ± 0.05). Альбедо остальной сотни известных транзитных горячих гигантов гораздо ниже - как правило, оно составляет всего несколько процентов.
Авторы статьи предполагают, что такое высокое альбедо может быть вызвано силикатной дымкой в атмосфере KOI-196 b. Проверить, так ли это, помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1108/1108.0550v1.pdf

 

 

30 июля 2011
Kepler-17 b - транзитный горячий гигант у активной звезды

2 февраля 2011 года группа Кеплера представила научному сообществу более 1200 транзитных кандидатов в планеты, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Однако планетная природа этих кандидатов нуждается в подтверждении независимыми методами, например, методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
29 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов о подтверждении планетной природы кандидата KOI-203.01. Его масса оказалась равной 2.45 ± 0.11 масс Юпитера, что при радиусе 1.31 ± 0.02 радиуса Юпитера приводит к средней плотности планеты 1.35 ± 0.08 г/куб.см. Горячий гигант, названный Kepler-17 b, вращается вокруг солнцеподобной звезды Kepler-17 (KOI-203, KIC 10619192) по круговой орбите на расстоянии 0.026 а.е. (примерно 5.5 звездных радиусов), и делает один оборот за 1.4857108 ± 0.0000002 земных суток.
Исключительная точность фотометрии Кеплера позволила определить не только самые общие параметры звезды (ее масса оказалась равной 1.06 ± 0.07 масс Солнца, радиус - 1.02 ± 0.03 радиусов Солнца, содержание тяжелых элементов вдвое превосходит солнечное значение), но и проследить движение отдельных пятен на ее поверхности! Kepler-17 оказалась весьма активной звездой, покрытой большим количеством пятен и быстро вращающейся - период ее вращения вокруг своей оси оценивается в 11.89 земных суток.
Авторам статьи удалось измерить альбедо планеты в видимом свете (А = 0.10 ± 0.02) и оценить ее температуру - 1570 ± 200К. Также выяснилось, что орбита планеты является проградной (т.е. и звезда, и планета вращаются в одну сторону), а наклонение орбиты планеты к экватору звезды не превышает 15 градусов.

Наличие на поверхности звезды пятен искажает гладкую форму транзитной кривой. Когда черный кружок планеты закрывает собой пятно, общий блеск системы несколько увеличивается, что проявляется как небольшой "пичок" на кривой блеска. Поскольку период вращения звезды вокруг своей оси в 8 раз больше, чем орбитальный период планеты, планета успевает по 4 раза затмить собой пятно, пока оно пересекает звездный диск. Характерная форма на кривой блеска, уникальная для каждого пятна, позволила идентифицировать эти пятна на последовательных транзитных кривых.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1107/1107.5750v1.pdf

 

 

22 июля 2011
Kepler-15 b - транзитный горячий юпитер с массивным ядром

2 февраля 2011 года команда космического телескопа им. Кеплера представила более 1200 транзитных кандидатов в планеты, призвав научное сообщество принять участие в подтверждении или опровержении их планетной природы. Дело в том, что транзитный метод поиска экзопланет позволяет определить размер кандидата, его орбитальный период и эксцентриситет орбиты, но не способен определить его массу. Масса транзитного кандидата определяется методом измерения лучевых скоростей родительской звезды или (если транзитных кандидатов у одной звезды несколько) методом тайминга транзитов, позволяющего измерить величину гравитационного взаимодействия планет друг с другом. В общем случае транзитный кандидат с радиусом, близким к радиусу Юпитера, может оказаться планетой, коричневым карликом или маломассивной звездой.

Группа американских ученых решила измерить массу транзитного кандидата KOI-128.01 с помощью спектрографа HRS на телескопе HET (Hobby-Eberly Telescope = телескопе имени Хобби-Эберли). С 29 марта по 9 ноября 2010 года было сделано 24 замера лучевой скорости родительской звезды KOI-128, что позволило надежно определить параметры транзитной планеты.
Итак, звезда Kepler-15 (KOI-128, KIC 11359879) удалена от нас примерно на 560 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G, чья масса оценивается в 1.02 ^+0.04/_-0.05 солнечных масс, радиус - в 0.99 +^0.06/_-0.07 солнечных радиусов, а светимость составляет 82% от солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца! Высокое содержание тяжелых элементов отличает и ее планету, Kepler-15 b. При массе 0.66 ± 0.08 масс Юпитера ее радиус составляет всего 0.96 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.9 ± 0.2 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.57 ± 0.01 а.е. (примерно 13 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.94278 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что средняя плотность Kepler-15 b слишком велика для водородно-гелиевой планеты ее массы и степени нагрева. Этот горячий гигант должен иметь ядро из тяжелых элементов с массой ~30-40 масс Земли или ~20% его полной массы.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1107/1107.2596v1.pdf

 

 

20 июля 2011
Открыт четвертый спутник Плутона!

Новый спутник был открыт в рамках программы поиска колец у карликовых планет на снимках космического телескопа им. Хаббла. Его диаметр оценивается в 13-34 км, орбита пролегает между орбитами Никты и Гидры. Для сравнения, диаметр самого крупного спутника Плутона - Харона - достигает 1043 км, а размеры Никты и Гидры оцениваются в 75-100 и 32-50 км.

Эти два снимка окрестностей Плутона были получены Хабблом 28 июня и 3 июля 2011 года. Изображения слабого четвертого спутника обведены кружком.

Предполагается, что спутниковая система Плутона образовалась в результате его столкновения с крупным небесным телом (по размеру сравнимым с самим Плутоном) на заре существования Солнечной системы.

Спутниковая система Плутона.

Информация получена: http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/pluto-moon.html

 

 

18 июля 2011
Пять новых планет на южном небе

12 июля 2011 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы об открытии четырех новых планетных систем на южном небе. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью высокоточного спектрометра HARPS. Кроме планет, были обнаружены долговременные циклы хромосферной и магнитной активности этих звезд, напоминающие циклы солнечной активности.

Звезда HD 7199 удалена от Солнца на 36 ± 1 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K0 IV/V, чья масса оценивается в 0.89 солнечных масс, радиус - в 0.96 солнечных радиусов, а светимость близка к 0.7 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HD 7199 оценивается в 6.8 ± 0.8 млрд. лет.
Вокруг этой звезды вращается планета-гигант с минимальной массой (параметром m sin i), равной 0.29 ± 0.02 масс Юпитера, что чуть больше массы Сатурна. Большая полуось орбиты составляет 1.36 ± 0.02 а.е., эксцентриситет орбиты достаточно неуверенно оценивается в 0.19 ^+0.19/_-0.13, орбитальный период равен 615 ± 7 земных суток. Температурный режим HD 7199 b грубо соответствует температурному режиму Марса.

Солнцеподобная звезда HD 7449 удалена от Солнца на 39 ± 1 пк. Ее спектральный класс F8 V, масса на 5%, а светимость на 21% превышает массу и светимость Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно на треть меньше, чем в составе солнечного вещества). Возраст звезды оценивается в 2.1 ± 0.24 млрд. лет.
Рядом с этой звездой обнаружены сразу две планеты, правда, параметры внешней определены еще довольно неуверенно.
Минимальная масса внутренней планеты HD 7449 b (параметр m sin i) составляет 1.11 ^+0.27/_-0.37 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по высокоэллиптической орбите с большой полуосью 2.3 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.82 ± 0.06(!), и делает один оборот за 1275 ⁺¹⁵/_-11 земных суток (примерно 3.5 года). Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.41 а.е в перицентре до 4.19 а.е. в апоцентре, т.е. более чем в 10 раз!
Минимальная масса внешней планеты HD 7449 c оценивается в 2 ^+0.4/_-0.5 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты также велик, хоть и меньше эксцентриситета внутренней планеты, и составляет 0.53 ± 0.08. Орбитальный период равен 4046 ⁺¹⁸⁶/_-366 земных суток (примерно 11 лет). Несмотря на то, что в перицентре своей орбиты HD 7449 c подходит ближе к своей звезде (до 2.33 а.е.), чем HD 7449 b удаляется от нее в апоцентре, орбиты планет не пересекаются. Среднее расстояние между планетой и звездой близко к 5 а.е.
Судя по высоким эксцентриситетам орбит планет, система HD 7449 подверглась гравитационному возмущению или претерпела случай планет-планетного рассеяния.

Звезда HD 137388 удалена от нас на 38 ± 3 пк. Ее спектральный класс K0/K1 V, масса оценивается в 0.86 солнечных масс, радиус - в 0.82 солнечных радиусов, светимость близка к 0.46 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 6.45 ± 0.74 млрд. лет.
Вокруг нее вращается планета с минимальной массой 0.223 ± 0.03 масс Юпитера, т.е. чуть ниже массы Сатурна. Ее орбита обладает умеренным эксцентриситетом, равным 0.36 ± 0.12, с большой полуосью 0.89 ± 0.02 а.е. и орбитальным периодом 330 ⁺²/_-4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.57 а.е. в перицентре до 1.21 а.е в апоцентре, т.е. примерно в 2 раза. Температурный режим планеты, соответственно, меняется приблизительно от температурного режима Венеры до температурного режима Марса.

И, наконец, оранжевый карлик HD 204941 удален от нас на 27 ± 1 пк. Его спектральный класс K1/K2 V, масса оценивается в 0.74 масс Солнца, радиус - в 0.72 радиусов Солнца, светимость близка к 0.31 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HD 204941 оценивается в 6.67 ± 0.77 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 204941 b - 0.27 ± 0.03 масс Юпитера (еще один сатурн!) Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 2.56 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.37 ± 0.08, и делает один оборот за 1733 ± 74 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.61 а.е в перицентре до 3.51 а.е. в апоцентре. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1107/1107.1748v1.pdf

 

 

13 июля 2011
Изучая ударные кратеры

(Перевод пресс-релиза от 7 июля 2011 года)

Размеры, структура и форма ударных кратеров на небесном теле обеспечивает информацию не только об истории метеоритной бомбардировки этого тела, но также о природе и эволюции его поверхности. Такая информация извлекается из знаний о физике ударных процессов посредством измерения размеров и формы кратеров на всех объектах Солнечной системы. Изучение физики образования ударных кратеров происходит двумя способами: лабораторными ударными экспериментами и численным моделированием. Лабораторные эксперименты демонстрируют основные процессы, приводящие к образованию кратеров, численное моделирование позволяет экстраполировать полученные результаты на планетные масштабы.
Сравнивая размеры относительно молодых и свежих кратеров с более старыми, деградировавшими, возможно изучать процессы, которые меняли поверхность планеты. Кроме того, могут быть изучены свойства поверхности - такие, как пропорции каменных пород и льда в грунте - при изучении кратеров различных форм и размеров. Такие наблюдения ведутся на Меркурии АМС "Мессенджер".

Рис. 1. Изображение двух кратеров, полученное "Мессенджером" с орбиты Меркурия. Слева показан простой чашеобразный кратер диаметром 4.1 км, расположенный на 78.8° градусов северной широты, 346.3° восточной долготы. Справа -кратер сложной формы диаметром 51.5 км, расположенный на 2.3° северной широты, 121.4° восточной долготы.

Изучение кратеров на Меркурии, в частности, важно потому, что на этой планете ускорение свободного падения (3.7 м/с²) очень близко к ускорению свободного падения на Марсе. Гравитация играет важную роль в контролировании "переходного диаметра", ниже которого маленькие кратеры имеют простое строение, а выше - более сложное. Простые кратеры имеют чашеобразную форму (рис. 1 слева), тогда как сложные кратеры имеют террасированные стенки и центральный пик (рис. 1 справа). Если гравитация является главным фактором, определяющим величину "переходного диаметра", этот диаметр должен быть одинаков на Меркурии и на Марсе. Однако "переходный диаметр" на Меркурии составляет 10-12 км, что в 1.8 раза больше, чем на Марсе (6-8 км). Различие в "переходных диаметрах" говорит о том, что существуют и другие факторы, помимо гравитации, влияющие на морфологию кратеров. Возможно, играют роль скорость падающих тел (на орбите Меркурия эта скорость в 2-3 раза выше, чем на орбите Марса), или прочность коры, которая на Марсе слабее из-за наличия в ней водяного льда.

Рис. 2. Пример сложного кратера на Меркурии диаметром ~55 км и расположенного на 63.5° градусов северной широты, 139° восточной долготы. Слева - снимок, полученный MDIS, справа - высотный профиль, полученный лазерным альтиметром.

Лазерный альтиметр на "Мессенджере" (MLA) и система построения изображений (MDIS) обеспечивают нас данными о размерах, форме и структуре ударных кратеров на Меркурии (рис. 2). Альтиметр дает точный топографический профиль кромки кратера, его дна и центрального пика. Комбинируя данные, полученные альтиметром, и снимки, сделанные MDIS, можно точно измерить диаметры кратеров. Сведения о небольших кратерах получены в основном с помощью MDIS, поскольку расстояние между двумя точками замера высоты (~800 м) лазерного альтиметра слишком велико для построения точного высотного профиля маленьких кратеров. Разница в отношении глубины кратера к его диаметру между старыми, деградировавшими, и молодыми, свежими кратерами сравнимого размера позволяет оценить скорость эрозии. Аналогично, если один из кратеров был залит лавой или засыпан вулканическими выбросами, а другой сравнимого размера - нет, измерение отношения глубины кратеров к их диаметру позволяет оценить мощность вулканических пород.
"Мессенджер" продолжает вращаться вокруг самой внутренней планеты Солнечной системы, ежедневно расширяя наши возможности по изучению кратеров Меркурия с помощью снимков и показаний альтиметра. Эти исследования продвинут нас в понимании процесса образования кратеров на Меркурии и других телах Солнечной системы.

Информация получена: http://messenger.jhuapl.edu/soc/highlights.html

 

 

8 июля 2011
Открыта планета-гигант в тройной звездной системе

Встречаются ли планеты в системах кратных звезд? Отличаются ли планетные системы кратных звезд от планетных систем одиночных звезд? Ответ на этот вопрос очень важен потому, что больше половины солнцеподобных звезд Галактики входит в состав двойных и кратных систем.
Обычно кратные звезды исключаются из обзоров, посвященных поиску планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. С. Дезидера (S. Desidera) с коллегами, напротив, решил поискать планеты именно у кратных звезд. Для поисков было отобрано 50 звездных пар, удовлетворяющих следующим критериям:
- угловое расстояние между компонентами пары составляет больше 2 угловых секунд,
- светимость обоих компонент отличается друг от друга не более, чем на одну звездную величину,
- расстояние до пары не превышает 100 пк.
Наблюдения велись за обеими звездами каждой пары.
Система HD 132563 наблюдалась с июня 2001 года по апрель 2011, т.е. в течение 10 лет.

Итак, что же оказалось?
Система HD 132563 удалена от нас на 96 ± 13 пк. Она состоит из двух солнцеподобных звезд массами 1.08 ± 0.01 (компонент А) и 1.01 ± 0.01 (компонент B) солнечных масс. Их разделяет 4.1 угловые секунды, что для расстояния 96 пк соответствует примерно 400 а.е. в проекции на небесную сферу. Содержание тяжелых элементов в составе обеих звезд примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст системы оценивается в 5 миллиардов лет.
Обе звезды показали регулярные колебания лучевой скорости, говорящие о наличии в системе дополнительных небесных тел. Рядом со звездой HD 132563 A был обнаружен звездный компаньон на высокоэксцентричной орбите с массой ~0.56 масс Солнца. Он оказался слишком близок к компоненту А, чтобы быть разрешенным на снимках (угловое расстояние между звездами было меньше 0.2 угловых секунд), но проявил себя в спектре.
Рядом со звездой HD 132563 B нашли планету-гигант с минимальной массой (параметром m sin i), равной 1.49 ± 0.09 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.62 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.09, и делает один оборот за 1544 ± 34 земных суток. Таким образом, планета была обнаружена в тройной иерархической звездной системе!
Авторы открытия отмечают, что вероятность обнаружить планету рядом с компонентом широкой звездной пары или удаленным членом тройной звездной системы близка к вероятности найти планету у одиночной звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1107/1107.0918v1.pdf

 

 

2 июля 2011
Массивный горячий гигант у яркой звезды: Kepler-14 b

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 1200 транзитных кандидатов в планеты. Чтобы подтвердить или опровергнуть их планетную природу, необходимо измерить их массу методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
29 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья большой группы авторов об измерении массы планетного кандидата KOI-98.01. Его масса оказалась равной 8.4 ± 0.2 масс Юпитера, что при радиусе 1.14 ^+0.07/_-0.05 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 7.1 ± 1.1 г/куб.см.

Родительская звезда Kepler-14 удалена от Солнца на 980 пк. Ее спектральный класс F, масса составляет 1.51 ± 0.04 масс Солнца, радиус - 2.05 ^+0.11/_-0.08 радиусов Солнца, светимость близка к 6.3 солнечных. Возраст звезды оценивается в 2.2 ± 0.2 млрд. лет. Снимки окрестностей звезды Kepler-14, сделанные на Паломарской обсерватории с применением адаптивной оптики, показали, что на малом угловом расстоянии от нее (всего 0.29 угловых секунд!) находится еще одна звезда примерно на половину звездной величины слабее. Без учета вклада этой второй звезды в кривую блеска, полученную Кеплером, параметры планеты Kepler-14 b были бы определены неправильно.
Kepler-14 b вращается вокруг более яркой звезды на среднем расстоянии 0.08 а.е. и делает один оборот за 6.79 земных суток, т.е. является массивным горячим гигантом. Эксцентриситет орбиты планеты близок к нулю, однако не равен ему, и составляет 0.035 ± 0.02.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.5510v1.pdf

 

 

30 июня 2011
OGLE-2008-BLG-513L b: массивный гигант рядом с красным карликом

20 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива ученых об открытии методом микролинзирования массивной планеты рядом с красным карликом OGLE-2008-BLG-513L (другое название - MOA-2008-BLG-401).

Это открытие необычно по многим параметрам. Странные спектральные свойства звезды-источника навели авторов статьи на мысль, что она находится не в балдже Галактики (характерное расстояние 8 кпк), а является бедной металлами звездой переднего фона, удаленной от Солнца на 1.2-1.8 кпк (наиболее вероятное значение - 1.4 кпк). Масса звезды-линзы оценивается в 0.25 ± 0.09 масс Солнца, т.е. она является карликом спектрального класса М. Отношение масс планеты и звезды достигает 0.027 ± 0.001, что приводит к массе планеты 6.8 ± 2.3 масс Юпитера. Планету и звезду разделяет расстояние (в проекции на небесную сферу) 4 ± 2.4 а.е.
Наличие такой массивной планеты у такой легкой звезды бросает вызов как теории образования планет-гигантов путем аккреции на ядро, так и теории гравитационной неустойчивости в протопланетном диске. В протопланетном диске красного карлика просто не должно быть столько вещества, сколько потребовалось для формирования этой планеты! Авторы открытия предположили, что планета сформировалась достаточно далеко от своей звезды путем гравитационной неустойчивости, впоследствии из-за планет-планетного рассеяния перешла на высокоэллиптическую орбиту, а сейчас как раз проходит перицентр, но сами признали, что это "дикая спекуляция".
Мир планетных систем в очередной раз продемонстрировал свое удивительное разнообразие.

(Примечание от 17 ноября 2012 года. Планета OGLE-2008-BLG-513L b оказалась маломассивной звездой.)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.4013v1.pdf

 

 

24 июня 2011
Подтверждена планетная природа кандидата Kepler-10 c

10 января на 217-й конференции Американского Астрономического общества была представлена первая транзитная суперземля, обнаруженная космическим телескопом им. Кеплера - Kepler-10 b. Помимо нее, кривая блеска звезды демонстрировала дополнительный транзитный сигнал, соответствующий планете радиусом 2.2 радиуса Земли с орбитальным периодом около 45 суток. Метод измерения лучевых скоростей дал только верхний предел на ее массу, равный 20 масс Земли.
Долгое время было неясно, отражает ли второй транзитный сигнал физическое наличие планеты в системе Kepler-10, или он вызван физическими явлениями другой природы, лишь имитирующими проход планеты по диску своей звезды? Например, не объясняется ли этот сигнал наличием затменно-переменной двойной звезды заднего фона, находящейся на малом угловом расстоянии от звезды Kepler-10?
Группа американских ученых пронаблюдала транзиты планетного кандидата Kepler c с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера на волне 4.5 мкм. Глубина транзитов, измеренных Спитцером, оказалась равной 344 ± 85 ppm, что, с учетом погрешностей, находится в соответствии с глубиной транзитов, измеренных Кеплером (376 ± 9 ppm). Равная глубина транзитов, измеренная на таких разных длинах волн, исключает затменно-переменную двойную фона с цветом, хоть сколько-нибудь отличающимся от цвета родительской звезды Kepler-10.
Далее авторы рассмотрели другие возможности (тройная иерархическая система, транзитная система звезда+планета заднего фона, и др.) и пришли к выводу, что вероятность ложного открытия составляет всего 1.6 10^-5. Таким образом, планетная природа кандидата Kepler-10 c оказывается фактически доказанной.
Каков возможный состав планеты Kepler-10 c? Верхний предел в 20 масс Земли почти не ограничивает ее свойства. Планета железокаменного состава, аналогичного составу Земли, при радиусе 2.2 радиуса Земли как раз имела бы массу в 20 земных. Если планета наполовину состоит из камня, а наполовину изо льда, то ее масса составила бы около 7 масс Земли. Наконец, если предположить наличие у нее водородно-гелиевой атмосферы с массой, составляющей 5% от полной массы планеты, масса планеты может быть всего около 3 масс Земли.
Уточнить свойства новой планеты помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.4647v1.pdf

 

 

21 июня 2011
Данные "Мессенджера" подтверждают теории и подкидывают сюрпризы

(Перевод пресс-релиза от 16 июня 2011 года)

АМС "Мессенджер" вышел на орбиту вокруг Меркурия 18 марта 2011 года, став первым искусственным спутником этой планеты. Его инструменты выполняют полный обзор геометрии Меркурия, его геофизики, геологической истории, атмосферы, магнитосферы и плазмы в его окрестностях.
Десятки тысяч снимков множества деталей на поверхности планеты - ранее виденных только при низком разрешении - сейчас доступны в отличном качестве. Измерения химического состава поверхности Меркурия являются ключевыми в понимании происхождения планеты и ее геологической истории. Топографические карты и карты магнитного поля позволяют понять динамические процессы в недрах Меркурия. Кроме того, теперь ученые знают, что потоки энергичных частиц в магнитосфере Меркурия являются продуктом взаимодействия магнитосферы Меркурия и солнечного ветра.
"Мессенджер прошел ряд важных вех за эту неделю, - сказал Син Соломон из Кембриджского института в Вашингтоне на пресс-конференции 16 июня 2011 года. - Мы первый раз прошли перигелий орбиты планеты в воскресенье (12 июня), завершили наш первый меркурианский год в понедельник (13 июня), и сделали нашу первую коррекцию орбиты в среду. Эти вехи обеспечивают важный контекст для продолжения праздника новых научных результатов, которые Мессенджер почти ежедневно посылает домой".

Поверхность показана с беспрецедентным качеством
Будучи частью большой программы по получению изображений, инструмент Mercury Dual Imaging System (MDIS) продолжает строить глобальную монохромную и стерео карты планеты с разрешением около 250 метров на пиксель, а также глобальную цветную карту с разрешением 1.2 км/пиксель. Эти основные карты обеспечат первый глобальный охват Меркурия при оптимальных условиях наблюдений.
Орбитальные снимки показывают обширные гладкие равнины около северного полюса Меркурия. Эти равнины были видны еще на снимках, сделанных во время пролетов Мессенджера и Маринера-10, но многие из этих территорий были тогда увидены при неблагоприятных условиях наблюдения.

Цветной снимок северной околополярной области, демонстрирующий следы древних извержений. Центр представленной области имеет координаты 73° северной широты, 300° восточной долготы.

Новые орбитальные снимки Мессенджера показали, что эти равнины, вероятно - области самых мощных вулканических выбросов на Меркурии толщиной до нескольких километров. Широкие пространства этих равнин говорят о том, что вулканизм сформировал значительную часть коры Меркурия и продолжался большую часть его истории, несмотря на общее сжатие планеты, которое должно было препятствовать вытеснению вулканического материала на поверхность.
Среди удивительных особенностей, обнаруженных на Меркурии во время пролетов, были яркие выбросы на стенках некоторых кратеров. Без снимков высокого разрешения, полученных с близкого расстояния, эти особенности так и остались бы загадкой. Новые снимки MDIS, сделанные с разрешением порядка 10 метров на пиксель, показали, что эти выбросы представляют собой скопления ям неправильной формы и различного размера (от сотен метров до нескольких километров), не имеющих резкого края. Эти ямы часто окружены диффузными гало из хорошо отражающих свет материалов, и они ассоциируются с центральными пиками и стенками кратеров.

Загадочные яркие включения на центральном пике и на стенках кратера Дега.

Изображения с высоким разрешением (21 метр на пиксель) показали, что это скопления ям неправильной формы и различного размера, не имеющих резкого края и окруженных диффузными гало из высокотражающих материалов.

"Внешний вид этих форм рельефа не похож ни на что из того, что мы видели прежде на Меркурии или Луне, - говорит Бретт Деневи, член рабочей группы Мессенджера. - Мы еще спорим об их происхождении, но они показывают относительно молодой возраст и демонстрируют большее количество летучих компонентов в коре Меркурия, чем ранее ожидалось".

Состав поверхности Меркурия
Рентгеновский спектрометр (XRS) - один из двух инструментов на Мессенджере, способных измерять распространенность множества ключевых элементов на Меркурии - сделал несколько важных открытий с начала выхода аппарата на орбиту. Измерение отношения содержаний магния/кремния, алюминия/кремния, кальция/кремния, охватившее большие области поверхности планеты, показало, что, в отличие от поверхности Луны, на поверхности Меркурия не преобладает полевой шпат.
Наблюдения, сделанные рентгеновским спектрометром, также показали заметное количество серы в меркурианской коре, подтверждая более ранние наблюдения с наземных телескопов о наличии там сульфидных минералов. Это открытие говорит о том, что вещество, из которого сформировался Меркурий, содержало меньшее количество кислорода, чем остальные планеты земной группы. Этот факт важен для понимания природы вулканизма на Меркурии.
Гамма и нейтронный спектрометр на Мессенджере зафиксировал распад радиоактивных изотопов калия и тория и позволил определить общее содержание этих элементов. "Содержание калия исключило некоторые выдвинутые ранее теории состава и происхождения Меркурия, - сказал Ларри Ниттлер. - Кроме того, измеренное отношение калия к торию подобно этому же отношению для всех планет земной группы, что говорит о том, что Меркурий не потерял большую часть летучих, в противоположность некоторым идеям о его происхождении".

Отношение содержания калия и тория во всех планетах земной группы и Луне.

Топографические карты Меркурия и его магнитное поле
Лазерный альтиметр на Мессенджере составлял топографическую карту северного полушария Меркурия. После более чем 2 миллионов замеров высот, форма планеты в большом масштабе и профили геологических особенностей были показаны с высокой детальностью. Зона вокруг северного полюса Меркурия, например, оказалась широкой областью пониженных высот, общий же диапазон топографических высот на планете превысил 9 километров.
Пару десятилетий назад наземные радарные наблюдения показали, что и на северном, и на южном полюсе Меркурия есть области, сильно отражающие и рассеиваюющие радиоволны. Эти околополярные включения совместимы с водяным льдом и, возможно, другими льдами, сохраняемыми в холодных, вечно затененных высокоширотных ударных кратерах. Альтиметр Мессенджера проверил эту идею, измерив глубину кратеров около северного полюса Меркурия. Согласно полученным данным, глубина кратеров, включающих в себя рассеивающие радиоволны включения, действительно такова, что эти включения находятся в вечной тени.

Верхний рисунок показывает часть радарного изображения северной околополярной области Меркурия, полученного на радио обсерватории Аресибо. Яркие области сильно отражают и рассеивают радиоволны. Возможно, они содержат водяной лед, находящийся в глубоких, вечно затененных ударных кратерах. Средний рисунок показывает часть северной полусферы Меркурия, которая соответствует верхнему радарному изображению. Выделенный ударный кратер, обведенный красной линией, содержит вещество, сильно рассеивающее радиоволны. Этот кратер 24 километров в диаметре имеет координаты 82.3° северной широты, 342.8° восточной долготы. Нижний рисунок показывает топографическую карту этого кратера, созданную на основе показаний лазерного альтиметра. Вычисления показывают, что значительная часть этого кратера постоянно находится в тени.

Геометрия собственного магнитного поля Меркурия поможет разобраться в теориях образования этого поля. Было обнаружено, что магнитный экватор, определенный как область, где направление магнитных силовых линий параллельно оси вращения планеты, находится севернее географического экватора. Если представить магнитное поле Меркурия как диполь, то центр этого диполя оказался смещенным на 0.2 радиуса Меркурия, или на 480 км, к северу от геометрического центра планеты. Динамо механизм в расплавленном металлическом внешнем ядре Меркурия, ответственный за генерацию внутреннего магнитного поля, имеет сильную асимметрию по линии север-юг.
В результате этой асимметрии геометрия магнитных силовых линий различна у северного и у южного полюсов. В частности, магнитная "полярная шапка" (область, где магнитные силовые линии не замкнуты и уходят в межпланетное пространство) гораздо больше у южного полюса, нежели у северного. Подобная ситуация приводит к тому, что область вокруг южного полюса гораздо больше облучается заряженными частицами, ускоренными в результате взаимодействия магнитосферы с солнечным ветром. Воздействие тех заряженных частиц на поверхность Меркурия способствует как генерации эфемерной атмосферы планеты, так и к "космическому выветриванию" поверхностных пород. Оба процесса должны отличаться асимметрией между севером и югом из-за различной конфигурации магнитного поля на двух полюсах.

Информация получена: http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=174

 

 

17 июня 2011
Пять новых транзитных планет от CoRoT

С 14 по 17 июня в Марселе (Франция) проходил 2 симпозиум CoRoT, посвященный астросейсмологии и исследованиям транзитных экзопланет.
На симпозиуме были представлены 10 новых планет, из которых две уже были анонсированы ранее (CoRoT-16 b и CoRoT-17 b), а три пока не подтверждены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд (соответственно, осталась неизвестной их масса). Пять оставшихся - горячие юпитеры.

CoRoT-18 b - массивный горячий юпитер, чья масса оценивается в 3.47 ± 0.38 масс Юпитера, радиус равен 1.31 ± 0.18 радиусов Юпитера, а орбитальный период составляет всего 1.9 земных суток. Планета вращается по круговой орбите вокруг желтого карлика спектрального класса G9 V, удаленного от Солнца на 870 ± 70 пк.

CoRoT-19 b - еще один горячий юпитер, чья масса близка к массе Юпитера, а радиус в 1.45 ± 0.05 раза превышает радиус Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.052 а.е. и делает один оборот за 3.897 земных суток. Родительская звезда несколько массивнее и горячее Солнца: ее спектральный класс F9 V, система удалена от нас на 800 ± 200 пк.

CoRoT-20 b отличается эксцентричной орбитой, удивительной для такой близкой к звезде планеты: ее эксцентриситет достигает 0.562 ± 0.013, большая полуось орбиты равна 0.09 а.е., орбитальный период составляет 9.2 суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.039 а.е. в перицентре до 0.141 а.е. в апоцентре, т.е. в 3.6 раза! Масса планеты достигает 4.24 ± 0.23 масс Юпитера, зато радиус относительно мал - всего 0.84 ± 0.04 радиусов Юпитера. Родительская звезда очень похожа на наше Солнце, система удалена от нас на 1230 ± 120 пк.

О планете CoRoT-21 b сообщается пока совсем немного. Ее масса - 2.5 масс Юпитера, радиус - 1.3 радиусов Юпитера, орбитальный период 2.725 земных суток. Про звезду известно и того меньше (не сообщается даже ее спектральный класс).

CoRoT-23 b - еще один достаточно массивный горячий юпитер - его масса составляет 2.8 масс Юпитера, радиус - 1.05 радиусов Юпитера, большая полуось орбиты - 0.048 а.е., орбитальный период - 3.632 суток. Эта планета также отличается заметным эксцентриситетом своей орбиты - он оценивается в 0.16 ± 0.02. Родительская звезда - желтый карлик спектрального класса F9/G0, масса звезды на 10% превышает солнечную.

Среди неподтвержденных наиболее интересной планетной системой является двойная CoRoT-24. Ее родительская звезда - оранжевый карлик спектрального класса K, чья масса оценивается в 0.87 масс Солнца, а радиус составляет 77% солнечного. Вокруг этой звезды вращаются сразу две транзитные планеты - горячие нептуны CoRoT-24 b и CoRoT-24 c с периодами 5.1134 и 11.75 земных суток. Их радиусы - 0.236 и 0.38 радиусов Юпитера (соответственно, 2.6 и 4.3 радиуса Земли), ну а массы пока неизвестны. Это первая двухпланетная транзитная система, открытая CoRoT`ом!.

Информация получена: http://symposiumcorot2011.oamp.fr/?lang=en

 

 

16 июня 2011
MOA-2009-BLG-266L b - легкий аналог Нептуна

10 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья большой группы авторов (одно перечисление имен занимает целую страницу!) об открытии новой планеты у далекого красного карлика MOA-2009-BLG-266L. Планета была обнаружена методом гравитационного микролинзирования.
Событие микролинзирования MOA-2009-BLG-266 было обнаружено 1 июня 2009 года с помощью 1.8-метрового телескопа, расположенного на вершине горы Маунт Джон (Новая Зеландия). Сразу же к наблюдениям подключилось еще полтора десятка телескопов, объединенных в рамках обзоров событий микролинзирования (Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET), Microlensing Follow-Up Network (мю_FUN) и Microlensing Network for the Detection of Small Terrestrial Exoplanets (MiNDSTEp)). 11 сентября 2009 года на кривой блеска была обнаружена особенность, которую интерпретировали как возможное наличие планеты у звезды-линзы. Дальнейший анализ подтвердил это предположение.

Итак, звезда MOA-2009-BLG-266L удалена от Солнца на 3.04 ± 0.33 кпк. Ее масса оценивается в 0.56 ± 0.09 масс Солнца, т.е. это красный карлик позднего K или раннего M класса. Масса планеты составляет 10.4 ± 1.7 масс Земли, расстояние между планетой и звездой в проекции на небесную сферу - 3.2 ^+1.9/_-0.5 а.е. Орбитальный период планеты оценивается в 6.2 - 15 лет. Температурный режим новой планеты можно очень грубо оценить как средний между температурными режимами Сатурна и пояса Койпера. Скорее всего, планета является легким аналогом Урана в Солнечной системе.

Новое открытие подтверждает широкую распространенность нептунов и суперземель у звезд красных карликов и согласуется с "моделью аккреции на ядро" - одной из конкурирующих между собой моделей образования планет. Согласно этой модели, планеты-гиганты образуются в протопланетном диске молодых звезд в результате столкновения и слипания ледяных планетезималей, образующихся за "снеговой линией". Сначала образуется "ядро" массой около 10 масс Земли, на которое затем аккрецирует газ из протопланетного диска. Одним из предсказаний "модели аккреции на ядро" является широкая распространенность рядом со звездами красными карликами "неудавшихся" планет-гигантов - т.е. ледяных ядер с массой порядка 10 масс Земли.
Альтернативной гипотезой образования планет-гигантов является гипотеза гравитационной неустойчивости в массивном протопланетном диске. Эта гипотеза предсказывает наличие массивных планет на большом (десятки а.е.) расстоянии от звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.2160v1.pdf

 

 

15 июня 2011
Массивная планета рядом с поляром UZ Fornacis

Полярами называют очень тесные двойные системы, состоящие из белого и красного карлика, вращающихся вокруг общего центра масс. Как правило, орбитальный период такой пары составляет всего несколько часов. Красный карлик переполняет свою полость Роша, что приводит к перетеканию его вещества на плотный белый карлик, причем это перетекание управляется мощным магнитным полем вырожденной звезды. Из-за заметной поляризации излучения таких систем их и называют полярами. Поляры часто являются источниками рентгеновского излучения в диапазоне 10-50 КэВ.

UZ Fornacis является одним из 15 известных затменно-переменных поляров. Масса белого карлика в этой паре оценивается в 0.7 солнечных масс, масса красного - в 0.14 солнечных масс, орбитальный период составляет всего 126,5 минут.
Международная группа астрономов под руководством Стефена Поттера (Stephen B. Potter) изучала долговременные вариации орбитального периода UZ Fornacis, учитывая и наблюдательные данные, полученные другими авторами. Как оказалось, период поляра испытывает колебания с амплитудой около 1 минуты, причем просматриваются два периода этих изменений - 5.25 и 16 лет. Такие изменения периода могут быть вызваны как гравитационным влиянием двух массивных планет, вращающихся вокруг звездной пары, так и физическими процессами, происходящими на красном карлике. Тщательное изучение всех возможностей привело авторов к выводу, что один из наблюдаемых периодов можно объяснить изменениями квадрупольного момента красного карлика, вызванного циклическими изменениями его магнитного поля, в то время как второй отражает гравитационное влияние планеты.
Минимальная масса планеты UZ Fornacis(ab) d оценивается в 7.7 ± 1.2 масс Юпитера. Ее орбита почти круговая - эксцентриситет равен 0.05 ± 0.05, т.е., возможно, даже равен нулю. Расстояние между планетой и звездной парой составляет 2.8 ± 0.5 а.е., орбитальный период равен 1900 ± 90 земных суток.
UZ Fornacis - не первый поляр, рядом с которым была обнаружена планета. В марте 2011 года были открыты две планеты у поляра HU Водолея.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.1404v1.pdf

 

 

14 июня 2011
Два новых транзитных горячих гиганта от HATNet

Обзор HATNet продолжает радовать нас новыми открытиями. 8 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух новых транзитных экзопланет - горячих гигантов HAT-P-32 b и HAT-P-33 b. Обе планеты вращаются вокруг ярких хромосферно активных звезд, что приводит к их сильному нагреву и "рыхлости" - большому радиусу при небольшой массе.

Звезда HAT-P-32 (GSC 3281-00800) удалена от Солнца на 307 ± 29 пк. Ее спектральный класс - поздний F или ранний G (точнее сказать нельзя из-за высокого уровня ее активности). Ее масса оценивается в 1.17 ± 0.05 солнечных масс, радиус - 1.33 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость в 2-2,5 раза превышает солнечную.
Из-за высокого уровня шума (достигающего 80 м/сек) параметры планеты HAT-P-32 b определены с большой погрешностью. Ее масса составляет 0.9 ± 0.2 массы Юпитера, при этом радиус достигает 1.95 ± 0.19 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности планеты - всего 0.17 ± 0.05 г/куб.см! Эксцентриситет орбиты HAT-P-32 b определить не удалось. Она вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.034 а.е. (5-6 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.15 земных суток.

Звезда HAT-P-33 (GSC 2461-00988) удалена от Солнца на 421 ± 53 пк. Ее спектральный класс - поздний F, масса оценивается в 1.42 ± 0.08 масс Солнца, радиус в 1.83 ± 0.23 раза превышает солнечный, светимость составляет 5.2 ± 1.4 светимостей Солнца.
Высокая активность звезды HAT-P-33 также не позволяет точно определить параметры ее планеты. Масса HAT-P-33 b оценивается в 0.76 ± 0.12 масс Юпитера, радиус достигает 1.88 ± 0.24 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.17 ± 0.07 г/куб.см. Из-за высокого уровня шума, достигающего 50 м/сек, эксцентриситет орбиты определить не удалось. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.05 а.е. и делает один оборот за 3.474474 ± 0.000001 земных суток.

Своей рыхлостью и экстремально низкой средней плотностью планеты HAT-P-32 b и HAT-P-33 b напоминают горячие гиганты WASP-12 b, WASP-17 b, TrES-4 b и Kepler-7 b. Те также вращаются вокруг ярких звезд спектрального класса F и нагреты до температуры свыше 1600К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.1212v1.pdf

 

 

10 июня 2011
Новый транзитный горячий юпитер на эксцентричной орбите: HAT-P-31 b

HAT-P-31 (GSC 2099-00908) - солнцеподобная звезда главной последовательности несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.22 ^+0.09/_-0.06 солнечных масс, радиус, соответственно, в 1.36 ^+0.27/_-0.18 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.23 раза превышает солнечную. Система удалена от нас на 354 ⁺⁷⁴/_-51 пк.
Орбита горячего юпитера HAT-P-31 b отличается заметным эксцентриситетом - 0.245 ± 0.0045. Ее большая полуось оценивается в 0.055 ± 0.015 а.е. (примерно 9 звездных радиусов), орбитальный период равен 5.005425 ± 0.00009 земных суток, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.042 а.е. в перицентре до 0.068 а.е. в апоцентре.
Масса планеты составляет 2.17 ^+0.1/_-0.08 масс Юпитера, радиус очень неуверенно оценивается в 1.07 ^+0.48/_-0.32 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.18 ^+1.24/_-0.93 г/куб.см. и второй космической скорости около 85 км/сек. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1450 ⁺²³⁰/_-110К.
Лучевая скорость звезды HAT-P-31 демонстрирует дополнительный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела. Его природа пока не известна, скорее всего, это еще одна планета-гигант или коричневый карлик. Его масса, во всяком случае, превышает 3.4 масс Юпитера, орбитальный период превышает 2.8 года. Уточнить орбитальные и физические параметры неизвестного тела помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.1169v1.pdf

 

 

9 июня 2011
Новое о системе 55 Рака

55 Рака (HD 75732, HIP 43587) - сравнительно близкая (12.3 пк) яркая (видна невооруженным глазом) звезда немного тусклее и холоднее Солнца. Рядом с ней уже открыто пять планет, самая внутренняя из которых (55 Рака е) является транзитной, т.е. регулярно проходит по диску своей звезды. Наблюдения транзитов этой планеты велись как в видимом свете канадским спутником MOST, так и в инфракрасном диапазоне космическим телескопом им. Спитцера, причем радиус планеты, измеренный Спитцером на волне 4.5 мкм, оказался на 30% больше, чем измеренный в видимом свете.
Хитрость состоит в том, что прямо измерить радиус транзитной экзопланеты невозможно. Его вычисляют, исходя из измеренной глубины транзита и размера звезды. А радиус звезды 55 Рака был определен неточно - разные авторы пользовались разными его оценками (от ~0.95 до 1.15 радиусов Солнца). Неопределенности в определении радиуса 55 Рака приводили к такой же неопределенности в знании физического размера планеты, ее средней плотности, а значит, и химического состава.

7 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских и европейских астрономов о прямом измерении углового размера звезды 55 Рака методом оптической интерферометрии. Наблюдения проводились 11 и 12 мая с помощью CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy = Центр астрономии с высоким угловым разрешением). Угловой диаметр звезды оказался равен 0.711±0.004 угловых миллисекунд, что на расстоянии 12.3 пк соответствует радиусу 0.943 ± 0.01 солнечных радиусов. Также были уточнены другие параметры звезды: ее светимость (она оказалась равной 0.582 ± 0.014 светимостей Солнца), эффективная температура (5196 ± 24К) и спектральный класс (K0 IV-V). Сравнив параметры 55 Рака с моделями звездной эволюции, авторы статьи оценили возраст звезды в 10.2 ± 2.5 млрд. лет.
Каким же оказался размер горячей суперземли 55 Рака е? С учетом независимых и точных данных о радиусе звезды он оказался равен 2.007 ± 0.136 радиусов Земли, что при массе 8.63±0.35 масс Земли приводит к средней плотности 5.88±0.73 г/куб.см, что близко к средней плотности Земли. По всей видимости, планета или включает в себя некоторое количество льдов, или обладает протяженной атмосферой, состоящей из тяжелых газов (водород и гелий 55 Рака е удержать не может из-за высокой температуры поверхности, в подзвездной точке превышающей 2000 К).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1106/1106.1152v1.pdf

 

 

7 июня 2011
Насколько редки планетные системы типа Земля-Луна?

Наличие крупного спутника, такого, как Луна, оказывает сильнейшее влияние на климат землеподобной планеты. Из-за гравитационного влияния Луны наклон оси вращения Земли меняется с амплитудой 1.3° вокруг среднего значения 23.3° с периодом около 41 тыс. лет. В отсутствии Луны наклон земной оси мог бы меняться от 0 до 85° всего за 50 млн. лет, приводя к драматическим изменениям климата на нашей планете.
Насколько редки в космосе такие системы? Явилось ли образование Луны результатом редчайшего стечения обстоятельств, или к возникновению крупного спутника приводит некий закономерный процесс? Трое швейцарских и один американский ученый попробовали ответить на этот вопрос.

В настоящее время наиболее популярной является гипотеза об образовании Луны в результате колоссального столкновения прото-Земли и планетного эмбриона размером с Марс, получившего название Тейя. Это столкновение произошло примерно через 100 миллионов лет после образования нашей планеты. В результате столкновения в космос было выброшено огромное множество осколков, часть из которых и сформировало Луну. Эта гипотеза позволяет объяснить большое сходство между составом вещества Луны и земной мантии, а также объясняет непропорционально маленькую массу железного ядра Луны.
Авторы статьи провели численное моделирование процесса формирования планет земного типа для широкого диапазона начальных данных, включая разное время диссипации протопланетного диска, его поверхностную плотность, начальную массу планетезималей и других параметров. Расчет всегда начинался с 2000 частиц одинаковой массы, распределенных на орбитах с большими полуосями от 0.5 до 4 а.е. Учитывалось гравитационное влияние уже сформировавшихся Юпитера и Сатурна.

В результате моделирования оказалось, что примерно каждая двенадцатая из планет земного типа должна переживать гигантское столкновение с параметрами, приводящими к образованию крупного спутника. С учетом всех неопределенностей, авторы оценивают эту вероятность от 1/45 до 1/4. Интересно, что в некоторых симуляциях образовывались спутники, чья масса в несколько раз превышала массу Луны.

Системы "планета + крупный спутник", получившиеся в результате гигантских столкновений, на плоскости "масса планеты - масса спутника". Белым кружком показана система Земля + Луна.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.4616v1.pdf

 

 

26 мая 2011
"Бесхозных" планет в два раза больше, чем звезд

18 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья большой группы авторов, посвященная изучению событий микролинзирования, длящихся меньше 2 суток, а следовательно, вызванных небесными телами планетных масс. Эта работа основана на результатах наблюдений двух обзоров: MOA (The Microlensing Observations in Astrophysics = Наблюдения микролинзирования в астрофизике) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment = Оптический эксперимент по гравитационному линзированию).

Явление гравитационного микролинзирования происходит, когда три объекта - звезда-источник, звезда-линза и наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле звезды-линзы искривляет лучи звезды-источника, что приводит, с точки зрения наблюдателя, к усилению (иногда в десятки раз!) блеска последней. По виду кривой блеска можно оценить массу звезды-линзы, ее скорость поперек луча зрения и другие параметры.
Для наблюдений микролинзирования на звездах (и других объектах) Галактики наблюдают богатые звездные поля в направлении балджа, где звездная плотность наиболее велика. Этим методом уже было открыто 11 планет, гравитационно связанных со своими звездами.

За время своей работы обзоры MOA и OGLE наблюдали тысячи событий микролинзирования, однако в статье рассматриваются только 474 из них - те, которые удовлетворяют строгим критериям отбора. Среди этих критериев - хорошее соответствие кривой блеска теоретической кривой для события микролинзирования на одиночном объекте и возможность точно оценить время пересечения радиуса Эйнштейна t_E. Такой строгий отбор событий позволяет заведомо исключить из рассмотрения явления, имитирующие события микролинзирования (катаклизмические переменные, сверхновые заднего фона, события засветки элементов матрицы космическими лучами и пр.)
Среди 474 событий микролинзирования, отобранных для анализа, 10 оказались очень короткими - их длительность составила меньше 2 суток. Поскольку длительность события пропорциональна корню квадратному из массы линзы, это означает, что масса линз в этих случаях была гораздо меньше массы звезд, и составила 0.3-4 масс Юпитера. Сравнение данных наблюдений с результатами модельных расчетов (в том числе и учет того факта, что эффективность обнаружения коротких событий микролинзирования на порядок меньше, чем эффективность обнаружения "обычных" событий, вызванных звездами) показало, что свободно плавающих планет примерно в 2 раза (точнее, в 1.8 ^+1.7/_-0.8 раза) больше, чем звезд массами от 0.08 до 1 солнечных масс. Часть из этих планет может быть гравитационно связана со своим звездами, но находиться на очень широких орбитах (10-500 а.е.), однако большинство из них должны быть свободно плавающими в галактическом балдже. Интересно, что число коричневых карликов составило 0.7 ± 0.3 от числа звезд.
Откуда же взялись в межзвездном пространстве "бесхозные" планеты? Зависимость количества событий микролинзирования от величины t_E явно имеет бимодальный характер, показывая, что свободно плавающие планеты имеют другое происхождение, нежели звезды и коричневые карлики. Если звезды и коричневые карлики образуются в результате гравитационной неустойчивости плотных ядер молекулярных облаков, то планеты образуются иначе - в протопланетных дисках формирующихся звезд. Во время бурной молодости планетных систем в результате планет-планетного рассеяния часть планет выбрасывается из системы или оказывается на очень широких эллиптических орбитах, а часть, напротив, оказываются вблизи своей звезды и могут даже упасть на нее.

Наблюдаемая и теоретическая зависимость числа событий микролинзирования от времени пересечения радиуса Эйнштейна (фактически - длительности события). Черная линия представляет результаты наблюдений вместе со статистической погрешностью, синяя и красная линии - результаты модельных расчетов для двух вариантов функции масс звезд. Видно, что распределение имеет бимодальный характер, отражающий наличие в космическом пространственебесных тел планетных масс.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.3544v1.pdf

 

 

19 мая 2011
Три новых транзитных горячих юпитера от обзора SuperWASP

16 мая в Архиве электронных препринтов появилось сообщение участников обзора SuperWASP об открытии трех новых транзитных экзопланет. Все три являются типичными горячими гигантами.
На сегодняшний день проект SuperWASP является самым успешным наземным обзором, посвященным поиску транзитных экзопланет. Он основан на работе двух комплексов из восьми автоматических телескопов каждый, один из которых расположен на Канарских островах, а другой - в южной Африке. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают фотометрию участка звездного неба площадью 450 квадратных градусов с целью поиска транзитов - незначительных регулярных ослаблений блеска звезд, вызванных прохождением планет по их дискам. К настоящему моменту данным обзором открыто около пяти десятков экзопланет, в подавляющем большинстве - горячих гигантов.

WASP-44 (2MASS 00153675?1156172) - солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, чья масса оценивается в 0.95 ± 0.03 масс Солнца, радиус - в 0.93 ± 0.07 радиусов Солнца, а светимость составляет примерно 69% от солнечной. Исходя из видимой звездной величины этой звезды (+12.9), можно оценить расстояние до системы - приблизительно 350 пк.
Масса планеты WASP-44 b составляет 0.89 ± 0.06 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.14 ± 0.11 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.8 ^+0.3/_-0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 53 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0347 ± 0.0004 а.е. (примерно 8 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.423804 ± 0.000009 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1343 ± 64 К.

WASP-45 (2MASS 00205699?3559537) - оранжевый карлик спектрального класса K2 V, отличающийся повышенной хромосферной активностью. Его масса оценивается в 0.91 ± 0.06 солнечных масс, радиус составляет 0.945 +0.09/?0.07 солнечных радиусов, светимость близка к 0.55 солнечных. Звезда удалена от нас примерно на 200 пк.
Масса планеты WASP-45 b составляет 1.01 ± 0.05 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.16 ^+0.28/_-0.14 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.85 ± 0.4 г/куб.см и второй космической скорости около 56 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0405 ± 0.0009 а.е. (примерно 9.2 звездных радиуса) и делает один оборот за 3.1260876 ± 0.0000035 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1198 ± 69 К.

WASP-46 (2MASS 21145687?5552184) - еще одна солнцеподобная звезда спектрального класса G6 V. Ее масса - 0.956 ± 0.034 солнечных масс, радиус - 0.92 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 0.74 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2.3 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Система удалена от нас примерно на 360 пк.
Планета WASP-46 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 5.7 звездных радиусов (0.025 а.е.)! Ее масса оценивается в 2.1 ± 0.07 масс Юпитера, радиус равен 1.31 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.25 ± 0.15 г/куб.см и второй космической скорости около 76 км/сек. Орбитальный период составляет 1.430370 ± 0.000002 земных суток, эффективная температура оценивается в 1654 ± 50К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.3179v1.pdf

 

 

12 мая 2011
Новый транзитный горячий сатурн низкой плотности: WASP-39 b

9 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-39 b.
Звезда WASP-39 удалена от Солнца на 230 ± 80 пк. Ее спектральный класс G8, масса оценивается в 0.93 ± 0.03 масс Солнца, светимость близка к 0.61 светимостей Солнца. Содержание тяжелых элементов несколько ниже солнечного. Возраст звезды оценивается в 9 ± 4 млрд. лет.
Масса планеты WASP-39 b составляет 0.28 ± 0.03 масс Юпитера, т.е. немного ниже массы Сатурна. При этом ее радиус достигает 1.27 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.19 ± 0.03 г/куб.см и второй космической скорости около 28 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0486 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 4.055259 ± 0.000009 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1116 ± 33 К.
Обращает на себя внимание очень низкая средняя плотность WASP-39 b. Известны только две планеты, обладающие еще более низкой плотностью - это WASP-17 b и WASP-31 b, но они вращаются вокруг более ярких звезд и нагреты до гораздо более высоких температур. Сравнение параметров планеты WASP-39 b с модельными расчетами показывает, что ее радиус на 20% больше ожидаемого радиуса лишенной ядра водородно-гелиевой планеты подобной массы и степени нагрева. В чем причина такой "рыхлости" WASP-39 b, пока неизвестно.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1102/1102.1375v2.pdf

 

 

7 мая 2011
Вторая планета в системе HIP 5158

HIP 5158 - оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от Солнца на 45 ± 4 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.02 масс Солнца, а светимость примерно в 4 раза меньше солнечной.
В 2009 году рядом с HIP 5158 была обнаружена планета-гигант HIP 5158 b с минимальной массой (параметром m sin i) 1.44 ± 0.14 масс Юпитера, вращающаяся по эксцентричной орбите с большой полуосью 0.89 а.е. и эксцентриситетом 0.52, и делающая один оборот за 346 ± 5 земных суток. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Помимо периодического сигнала, отражающего взаимодействие с планетой HIP 5158 b, лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный дрейф, говорящий о наличии в системе еще одного или нескольких небесных тел.

6 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья трех кембриджских астрономов, применивших к рядам данных о лучевой скорости звезды Байесов анализ. Они подтвердили наличие планеты HIP 5158 b, уточнили ее параметры, и сообщили об открытии второго небесного тела в этой системе - массивной планеты или коричневого карлика HIP 5158 c. Двухпланетная модель оказалась в e⁴⁸ раз более вероятной, чем однопланетная! Также авторы статьи попытались описать ряды наблюдений с помощью трехпланетной модели, однако нашли, что она в e⁸ раз менее вероятна, чем двухпланетная.
Сведения о второй планете отличаются пока большими неопределенностями. Ее минимальная масса оценивается в 15 ± 10 масс Юпитера, большая полуось орбиты составляет 7.70 ± 1.88 а.е., орбитальный период равен 9018 ± 3181 земных суток (~25 ± 9 лет). Эксцентриситет орбиты внешней планеты гораздо меньше эксцентриситета орбиты внутренней, и оценивается в 0.14 ± 0.1. Такие большие погрешности вызваны, прежде всего, тем, что за время наблюдений внешняя планета прошла только малую часть своей орбиты.
Скорее всего, объект HIP 5158 c является легким коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.1150v1.pdf

 

 

3 мая 2011
Транзит планеты 55 Рака e в инфракрасных лучах: атмосфера из угарного газа?

2 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья Женевской группы о наблюдении транзита внутренней планеты системы 55 Рака с помощью космического телескопа им. Спитцера. Наблюдения проводились 6 января 2011 года на волне 4.5 мкм.
Членами группы был обнаружен транзитный сигнал глубиной 450 ± 50 ppm, который соответствует радиусу планеты 2.13 ± 0.14 радиусов Земли. Эта величина оказалась в 1.3 раза больше, чем измеренная в видимом свете. Авторы статьи предлагают такое объяснение этому факту: в видимом свете мы "видим" поверхность планеты, а на волне 4.5 мкм - ее атмосферу, состоящую из углекислого и/или угарного газов, которые на волне 4.5 мкм как раз имеют сильные полосы поглощения. Водородно-гелиевую атмосферу 55 Рака e удержать не может из-за относительно небольшой массы и высокой температуры (эффективная температура этой планеты оценивается в 2100-2900К).

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1105/1105.0415v1.pdf

 

 

29 апреля 2011
Обнаружен транзит внутренней планеты в системе 55 Рака!

55 Рака – сравнительно близкая (13 ± 0.4 пк) солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, чья масса оценивается в 0.94 солнечных масс, а светимость составляет ~0.6 светимостей Солнца. Первая планета рядом с ней была открыта еще в 1996 году – это был газовый гигант 55 Cnc b. В 2002 году были обнаружены планеты 55 Cnc c и 55 Cnc d (последняя – на широкой орбите с большой полуосью 5.8 а.е., аналогичной орбите Юпитера), в 2004 году – самая внутренняя планета 55 Cnc e, а в 2007 году – теплый аналог нептуна 55 Cnc f. Все планеты в этой системе были обнаружены методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Своей населенностью и низкими эксцентриситетами орбит планет система 55 Cnc напоминает Солнечную.

27 апреля в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов о результатах наблюдений звезды 55 Рака канадским спутником MOST. Этот микроспутник размером с чемодан с апертурой всего 15 см вращается вокруг Земли по солнечно-синхронной орбите на высоте 820 км и делает один оборот за 101 минуту. Наблюдения ведутся в видимом свете (350-700 нм).

MOST наблюдал звезду 55 Рака с 7 по 22 февраля 2011 года. Был обнаружен транзитный сигнал глубиной около 90 ppm (1 ppm = одна миллионная звездной величины), соответствующий самой внутренней планете системы 55 Рака e. Из-за крайней близости к звезде (всего 3 звездных радиуса!) вероятность транзитной конфигурации для этой горячей суперземли достигает 33%.
Масса планеты 55 Cnc e составляет 8.57 ± 0.64 масс Земли, радиус – 1.63 ± 0.16 земных радиусов, что приводит к средней плотности планеты в 11 ± 3 г/куб.см. Сравнение параметров планеты с модельными расчетами говорит об ее железокаменном составе, аналогичном составу Земли. На этом сходство между нашими планетами заканчивается. Подсолнечная точка на 55 Cnc e нагревается до 2970К (в предположении нулевого альбедо)! И даже если существует механизм эффективного переноса тепла с дневной стороны планеты на ночную, она оказывается раскалена до 2100К.

Известные транзитные планеты на плоскости масса – радиус. Линиями показаны результаты модельных расчетов для водородно-гелиевых планет, планет, состоящих изо льда, из камня и из железа, зелеными звездочками показаны планеты Солнечной системы. Видно, что 55 Cnc e имеет железокаменный состав.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1104/1104.5230v1.pdf

 

20 апреля 2011
Обнаружена планета-гигант рядом с альфой Овна!

Международная группа астрономов, среди которых есть и наш соотечественник - сотрудник Крымской обсерватории Давид Мкртичян, объявила об открытии планеты-гиганта рядом со звездой альфа Овна. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Звезда Хамаль – ярчайшая звезда в зодиакальном созвездии Овна. Она прекрасно видна невооруженным глазом (видимая звездная величина +2). Это красный гигант спектрального класса K2 III, чья масса оценивается в 1.5 ± 0.2 масс Солнца, радиус равен 13.9 ± 0.3 радиусов Солнца, а светимость достигает 83 солнечных. Звезда удалена от Солнечной системы на 20.2 пк.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты альфа Овна b составляет 1.8 ± 0.2 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.2 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.03, и делает один оборот за 380.8 ± 0.3 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.9 а.е. в перицентре до 1.5 а.е. в апоцентре.Несмотря на довольно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды планета попадает в область очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.13).

Информация получена: http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/abs/2011/05/aa16293-10/aa16293-10.html

 

 

19 апреля 2011
Еще две транзитные планеты от проекта SuperWASP

14 апреля в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии трех новых транзитных горячих гигантов, открытых в рамках проекта SuperWASP. Два из них (WASP-35 b и WASP-48 b) представлены впервые, еще один (WASP-51 b) был независимо обнаружен проектом HATNet как планета HAT-P-30 b.

WASP-35 – солнцеподобная звезда главной последовательности, удаленная от нас примерно на 200 пк. Ее спектральный класс – F9 V или G0 V (температура фотосферы 5990 ± 80К), масса оценивается в 1.07 ± 0.02 солнечных масс, светимость примерно на 37% больше светимости Солнца.
Масса планеты WASP-35 b составляет 0.72 ± 0.06 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.32 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.43 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 44 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0432 ± 0.0003 а.е. (примерно 8.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.161575 ± 0.000002 земных суток. Авторы открытия оценили температуру планеты в 1450 ± 20К.

WASP-48, видимо, недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.19 ± 0.04 масс Солнца, радиус достигает 1.75 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость близка к 3.4 солнечных. Температура фотосферы составляет 5920 ± 150К. Звезда удалена от Солнца примерно на 430 пк.
Масса планеты WASP-48 b равна 0.98 ± 0.09 масс Юпитера, радиус достигает 1.67 ± 0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.28 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 46 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0344 ± 0.0004 а.е. (всего 4.2 звездных радиуса!) и делает один оборот за 2.143634 ± 0.000003 земных суток. Температура планеты оценивается в 2030 ± 70К.

Обзоры SuperWASP и HATNet являются самыми успешными наземными проектами по поиску транзитных экзопланет. Уже не первый раз они независимо открывают одни и те же планеты – так, горячий гигант HAT-P-10 b имеет альтернативное название WASP-11 b, а горячий гигант WASP-40 b – HAT-P-27 b.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1104/1104.2827v1.pdf

 

 

15 апреля 2011
WASP-43 b - самый близкий к своей звезде транзитный горячий гигант

15 апреля международная группа астрономов, работающих в рамках обзора SuperWASP, объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-43 b.
Обзор SuperWASP основан на работе восьми автоматических телескопов, каждый из которых имеет апертуру 11 см и поле зрения 7.8х7.8 градусов. Каждую ночь, если позволяют погодные условия, телескопы снимают фотометрию около 100 тысяч звезд с целью поиска транзитов - проходов планет по диску своих звезд, приводящих к регулярному незначительному ослаблению их блеска. На данный момент SuperWASP - самый успешный из наземных транзитных обзоров, приведший к обнаружению более четырех десятков экзопланет.

Звезда WASP-43 удалена от Солнца на 80 ± 20 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K7 V, чья масса оценивается в 0.58 ± 0.05 масс Солнца, радиус - примерно в 0.6 радиусов Солнца, а светимость близка к 0.13 солнечных.
Масса планеты WASP-43 b составляет 1.78 ± 0.1 масс Юпитера, радиус - 0.93 ^+0.07/_-0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.94 ^+0.97/_-0.55 г/куб.см и второй космической скорости около 83 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 0.014 а.е. (2 млн. км или 5 звездных радиусов!) и делает один оборот за 0.813475 ± 0.000001 земных суток (19 часов 31 минуту 24 секунды). Авторы открытия оценивают температуру WASP-43 b в 1370 ± 70К.
Известна только одна планета, чей орбитальный период еще короче - это горячий гигант WASP-19 b. Однако большая полуось орбиты WASP-19 b составляет 0.01655 ± 0.00013 а.е., иначе говоря, WASP-43 b может похвастаться самой тесной орбитой из всех известных горячих гигантов. Его родительская звезда WASP-43 - самая маломассивная звезда из всех, около которых вообще были обнаружены горячие гиганты.

Известные транзитные экзопланеты на плоскости "масса - большая полуось орбиты". Только одна планета расположена еще ближе к своей звезде, чем WASP-43 b - суперземля GJ 1214 b.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1104/1104.2823v1.pdf

 

 

13 апреля 2011
Теплый сатурн на эксцентричной орбите: HD 38283 b

Международная группа астрономов, работающих в рамках Англо-Австралийского обзора по поиску планет, объявила об открытии нового газового гиганта на эксцентричной орбите, чей орбитальный период близок к одному земному году.
Англо-Австралийский обзор посвящен поиску планет-гигантов у 240 сравнительно близких звезд южного неба ярче 8 видимой звездной величины. Поиск ведется методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью 3,9-метрового Англо-Австралийского телескопа (AAT).

Звезда HD 38283 удалена от Солнца на 37.7 ± 0.9 пк. Ее спектральный класс F9.5 V, масса оценивается в 1.085 ± 0.02 масс Солнца, светимость близка к 2.47 солнечным. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 1.74 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HD 38283 оценивается в 5.4 ± 1.5 млрд. лет.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 38283 b составляет 0.34 ± 0.02 масс Юпитера, что сравнимо с массой Сатурна. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.02 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.41 ± 0.16, и делает один оборот за 363.2 ± 1.6 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.6 а.е. в перицентре до 1.44 а.е. в апоцентре, температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Венеры.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/732/1/31

 

 

4 апреля 2011
Другой взгляд на атмосферу GJ 1214 b

31 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья канадского научного коллектива, изучающего транзитную суперземлю GJ 1214 b. В отличие от своих американских коллег, они пришли к выводу о малом значении средней молекулярной массы атмосферы GJ 1214 b, иначе говоря, о преобладании в ней водорода и гелия.

Канадские астрономы изучали зависимость глубины транзита GJ 1214 b от длины волны, но делали это на более коротких волнах, чем их американские коллеги, а именно, на волнах 1.25 и 2.15 мкм. Наблюдения проводились на Канадско-французском телескопе, расположенном на Гавайях (CFHT) 27 июня, 15 августа и 22 сентября 2010 года. Авторы статьи обнаружили, что глубина транзита в полосе J (1.25 мкм) меньше, чем глубина транзита в полосе K (2.15 мкм), причем квадрат отношения видимых радиусов планеты (R_K/R_J)² = 1.072 ± 0.018 с достоверностью 4 сигма. Иначе говоря, на волне 2.15 мкм радиус планеты оказывается на 1.04% или на ~610 км больше, чем на волне 1.25 мкм. Эта высота всего в 2 раза больше характерной шкалы высот предполагаемой водородной атмосферы GJ 1214 b при температуре ~560K, но в 20 раз больше характерной шкалы высот атмосферы из водяного пара при той же температуре. Отсюда канадцы делают вывод, что атмосфера GJ 1214 b имеет малый средний молекулярный вес и состоит в основном из легких газов.

Отсутствие явных спектральных линий и полос в спектре GJ 1214 b авторы статьи объясняют наличием в атмосфере этой планеты непрозрачной дымки на больших высотах (там, где давление ниже 200 мбар). Дымка может состоять, например, из твердых углеводородов большой молекулярной массы, являющихся продуктом фотолиза метана, аналогично аэрозолю в атмосфере Титана. Заметим, что этот вывод отчасти согласуется и с результатами американских исследователей, наблюдавших транзиты GJ 1214 b на волнах 3.6 и 4.5 мкм и пришедших к выводу о том, что атмосфера этой планеты состоит из водяного пара.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1104/1104.0011v1.pdf

 

 

2 апреля 2011
GJ 1214 b: атмосфера из водяного пара?

11 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрофизиков об исследовании атмосферы транзитной суперземли GJ 1214 b.
Ее родительская звезда GJ 1214 - тусклый красный карлик, удаленный от Земли на 13 пк. Его масса оценивается в 0.16 масс Солнца, светимость составляет всего 0,36% солнечной. Планета GJ 1214 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.014 а.е. (чуть больше 15 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.58 земных суток.

26 и 27 апреля 2010 года авторы статьи получили кривые блеска красного карлика GJ 1214 с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера на волнах 3.6 и 4.5 мкм. Удалось пронаблюдать два транзита подряд. Полученные результаты сравнивались с предсказаниями сразу нескольких моделей атмосферы GJ 1214 b. А именно, рассматривалась лишенная облаков водородно-гелиевая атмосфера с солнечным содержанием тяжелых элементов, водородно-гелиевая атмосфера, 50-кратно обогащенная тяжелыми элементами, водородно-гелиевая атмосфера с солнечным содержанием тяжелых элементов, но лишенная метана (предполагалось, что весь метан разрушился ультрафиолетовым излучением близкой звезды), и атмосфера из водяного пара.
Что же оказалось?
Водородно-гелиевая атмосфера, лишенная облаков, исключена почти однозначно (на уровне 4,5 сигма). Лучше всего результаты согласуются с предсказаниями модели атмосферы, состоящей из водяного пара. Также возможна атмосфера с солнечным содержанием тяжелых элементов, но лишенная метана и затянутая высотной дымкой из углеводородов.

Отношение радиусов планеты и звезды в зависимости от длины волны, на которой наблюдается транзит. Разноцветными линиями показаны предсказания различных атмосферных моделей GJ 1214 b: красной сплошной линией - водородно-гелиевая атмосфера с солнечным содержанием тяжелых элементов, красной точечной - водородно-гелиевая атмосфера, 50-кратно обогащенная тяжелыми элементами, зеленой линией - атмосфера с солнечным содержанием тяжелых элементов, но лишенная метана, голубой линией - атмосфера из водяного пара. Видно, что лучше всего данные наблюдений согласуются с атмосферой из водяного пара, но возможна также водородно-гелиевая атмосфера, лишенная метана и затянутая высотной дымкой. Черными кружками показаны данные Спитцера, черными треугольниками - данные, полученные Очень большим телескопом (VLT), черным прямоугольником - результат первооткрывателей планеты MEarth

Авторы статьи оценили эффективную температуру планеты в 555К.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1103/1103.2370v1.pdf

 

 

29 марта 2011
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-30 b

22 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии новой транзитной планеты HAT-P-30 b.

Звезда HAT-P-30 (GSC 0208-00722) удалена от Солнца на 193 ± 8 пк. Ее спектральный класс – поздний F (температура фотосферы равна 6304 ± 88К), масса оценивается в 1.24 ± 0.04 масс Солнца, светимость составляет 2.05 ± 0.24 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе HAT-P-30 примерно на 35% превышает солнечное значение. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 0.5-1.8 млрд. лет.
Масса планеты HAT-P-30 b равна 0.71 ± 0.03 масс Юпитера, радиус – 1.340 ± 0.065 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.37 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 44 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0419 ± 0.0005 а.е. (~7.5 звездных радиусов), эксцентриситетом 0.035 ± 0.024, и делает один оборот за 2.810595 ± 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценили температуру планеты в 1630 ± 42К.

Измерение эффекта Мак-Лафлина позволило определить угол между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты горячего юпитера. Этот угол оказался равным 73.5 ± 9.0 градусов! Таким образом, HAT-P-30 b пополнила собой список планет с резко наклоненными орбитами, отражающими бурную историю своих планетных систем. Для сравнения, угол между осью вращения Солнца и нормалью к плоскости земной орбиты (и орбитам других планет Солнечной системы) близок к 7 градусам.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1103/1103.3825v1.pdf

 

 

14 марта 2011
Открыты две массивные планеты у поляра HU Aqr

10 марта группа китайских астрономов объявили об открытии двух массивных планет у поляра HU Aqr. Открытие было сделано методом тайминга транзитов.

HU Aqr - тесная затменная двойная типа AM Геркулеса, состоящая из белого карлика массой 0.88 солнечных масс и красного карлика массой 0.2 солнечных масс, вращающихся друг вокруг друга с периодом 2.08 часа. Сильное магнитное поле белого карлика направляет движение аккреционного потока вещества с красного карлика, заставляя его падать вдоль магнитных силовых линий на магнитные полюса вырожденной звезды. Из-за заметной поляризации оптического излучения таких объектов их еще называют полярами.
Наклонение орбиты HU Aqr(AB) составляет около 85 градусов, что приводит к регулярным затмениям тусклым красным карликом яркого белого и еще более яркой излучающей области. Китайские астрофизики обнаружили регулярные изменения периода двойной, вызванные влиянием дополнительных небесных тел в этой системе. По амплитуде, форме и периодам колебаний были вычислены параметры планет.

Минимальная масса внутренней планеты HU Aqr(AB) b (параметр m sin i) составляет 5.9 ± 0.6 масс Юпитера. Планета вращается вокруг тесной пары звезд по круговой орбите на расстоянии 3.6 ± 0.8 а.е. и делает один оборот за 6.54 ± 0.01 лет.
Минимальная масса второй планеты HU Aqr(AB) c оценивается в 4.5 ± 0.5 масс Юпитера. В отличие от HU Aqr(AB) b ее орбита эллиптическая с большой полуосью 5.4 ± 0.9 а.е. и эксцентриситетом 0.51 ± 0.15. Орбитальный период оценивается в 11.96 ± 1.4 лет.
В случае, если наклонение орбит обеих планет окажется достаточно мало (4.6° < i < 23.6° для внутренней планеты и 3.5° < i < 17.8° для внешней), их истинные массы превысят 13 масс Юпитера, и они окажутся не планетами, а коричневыми карликами или даже маломассивными звездами (при i < 4.6° для b и i < 3.5° для c). Однако авторы открытия считают эту ситуацию маловероятной. Скорее всего, наклонения орбит обеих планет близки к наклонению взаимной орбиты двух звезд (~85°).
Помимо уже представленных двух планет, китайские ученые обнаружили дополнительный дрейф периода двойной, говорящий о возможном наличии в системе еще одной или нескольких планет на еще более широких орбитах. Нет никаких сомнений в том, что изучение этой интереснейшей системы будет продолжено.

(Как выяснилось в мае 2012 года, у поляра HU Водолея есть только одна массивная планета.)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1103/1103.2005v1.pdf

 

 

11 марта 2011
Два новых транзитных горячих гиганта от HATNet

9 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии двух транзитных планет HAT-P-28 b и HAT-P-29 b. Обе планеты являются типичными горячими гигантами.

Обзор HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network = Сеть автоматических венгерских телескопов) работает с 2003 года. За прошедшие годы было просканировано 14% небесной сферы, открыто 29 транзитных планет (в подавляющем большинстве – горячих гигантов).

Итак, звезда HAT-P-28 удалена от Солнца на 395 ⁺³⁴/_-26 пк. Ее спектральный класс G3 V, масса составляет 1.03 ± 0.05 масс Солнца, радиус – 1.1 ^+0.09/_-0.07 радиусов Солнца, светимость примерно на 13% превышает солнечную. Звезда отличается несколько повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно на 30% больше, чем в составе нашего дневного светила). Возраст звезды оценивается в 6 ^+2.6/_-2 млрд. лет.
Истинная масса планеты HAT-P-28 b составляет 0.63 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – 1.21 ^+0.1/_-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.09 г/куб.см и второй космической скорости около 43 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите на среднем расстоянии 0.0434 ± 0.0007 а.е. (~8.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.257215 ± 0.000007 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1384 ± 52 К.

Звезда HAT-P-29 удалена от Солнца на 322 ⁺³⁵/_-21 пк. Эта звезда несколько массивнее и горячее HAT-P-28: ее спектральный класс F8, масса оценивается в 1.21 ± 0.05 масс Солнца, светимость составляет 1.84 ^+0.47/_-0.26 солнечных. Звезда также отличается повышенным содержанием тяжелых элементов: их на 60% больше, чем в составе Солнца.
Масса планеты HAT-P-29 b оценивается в 0.78 ^+0.08/_-0.04 масс Юпитера, радиус – в 1.1 ^+0.14/_-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.71 ± 0.18 г/куб.см и второй космической скорости около 50 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0667 ± 0.0008 а.е. (11.7 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.095 ± 0.05, и делает один оборот за 5.72319 ± 0.00005 земных суток. Авторы оценивают температуру планеты в 1260 ± 64 К.

Зависимость радиуса от массы для известных транзитных экзопланет. Зелеными треугольниками показаны планеты, открытые в рамках обзора HATNet, другие транзитные планеты отображены синими кружочками. Планеты HAT-P-28 b и HAT-P-29 b показаны голубыми треугольниками. Для сравнения показаны планеты Солнечной системы (в виде серых квадратов)

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1103/1103.1813v1.pdf

 

 

4 марта 2011
Открыта массивная планета рядом с коричневым карликом CFBDSIR J1458+1013

Международная группа астрономов, работающая с инфракрасными снимками, полученными 10-метровым телескопом им. Кека, объявила об открытии двойного коричневого карлика CFBDS 1458. Масса меньшего компонента пары попадает в диапазон планетных масс.

CFBDS 1458 удален от Солнца на 23.1 ± 2.4 пк. Его спектральный класс T9.5, эффективная температура составляет всего 540 ± 60К, масса оценивается в 24 ± 16 масс Юпитера, болометрическая светимость составляет 10^-6 светимости Солнца. Речь идет именно о болометрической светимости, поскольку объект почти не излучает видимого света!
Его компаньон еще тусклее и холоднее - его температура оценивается в 370 ± 40К, болометрическая светимость еще в 4-5 раз меньше светимости главного компонента. На небесной сфере объекты разделяет угловое расстояние в 0.11 угловых секунд, что для расстояния 23 пк соответствует линейному расстоянию 2.6 а.е. Масса второго компонента очень неуверенно оценивается в 6-15 масс Юпитера, орбитальный период составляет 40 ± 24 лет.
Эта планетная система разительным образом отличается от Солнечной, где масса звезды (Солнца) в 800 раз превышает массу всех планет, вместе взятых. По своему способу образования эта пара - скорее неудавшаяся двойная звезда, чем звезда и ее планета. Однако по своим физическим характеристикам CFBDS 1458 b - типичная массивная планета-гигант, и ее изучение позволит узнать многие свойства этих объектов.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1103/1103.0014v1.pdf

 

 

28 февраля 2011
Новое открытие Спитцера: массивная планета у белого карлика

Группа американских ученых, работающая со снимками инфракрасного космического телескопа им. Спитцера, объявила об открытии массивной планеты у углеродного белого карлика WD 0806-661 (GJ 3483).
Указанные товарищи занимались поиском маломассивных спутников звезд в солнечных окрестностях, отыскивая на снимках Спитцера тусклые объекты, имеющие одинаковое собственное движение с близкими звездами. Рядом с белым карликом WD 0806-661 они обнаружили слабый объект, который на волне 4.5 мкм был на одну звездную величину слабее самого тусклого из известных коричневых карликов. Температура объекта составляет около 300К, т.е. близка к комнатной! На небесной сфере планету и звезду разделяет угловое расстояние ~130 угловых секунд, что при расстоянии до белого карлика, равного 19.2 ± 0.6 пк, соответствует линейному расстоянию в примерно 2500 а.е. Сравнение параметров объекта с результатами модельных расчетов позволило оценить его массу - около 7 масс Юпитера. Возраст системы оценивается в 1.5 ± 0.5 млрд. лет.
Вызывает удивление огромное расстояние между планетой и звездой. Возможно, WD 0806-661 b образовался непосредственно из протозвездного облака, а не из протопланетного диска, и тогда он является "неудавшейся звездой", не сумевшей набрать нужную массу. Или же планета изначально сформировалась гораздо ближе к звезде, но была выброшена на высокоэллиптическую орбиту в результате планет-планетного рассеяния. Какой из сценариев ближе к истине, покажут дальнейшие исследования.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/2041-8205/730/1/L9

 

 

8 февраля 2011
Новый легкий нептун рядом с красным карликом GJ 3634

7 февраля в Архиве электронных препринтов появилась статья Женевской группы об открытии новой маломассивной планеты рядом с красным карликом GJ 3634. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

В течение последних 6 лет указанная группа товарищей с помощью высокоточного спектрометра HARPS измеряла лучевые скорости 110 красных карликов в солнечных окрестностях. Было обнаружено 11 планет. Недавно этот список был расширен еще на 300 красных карликов, расположенных ближе 20 пк. Авторы открытия специально сосредоточили свои усилия на поиске короткопериодических планет в надежде на то, что некоторые из них окажутся транзитными и позволят определить свою массу, радиус и среднюю плотность (а значит, и примерный химический состав). GJ 3634 b - первая планета, обнаруженная у звезды из этого расширенного списка.

Итак, GJ 3634 удалена от Солнца на 19.8 ± 0.6 пк. Это красный карлик спектрального класса M2.5 V, чья масса оценивается в 0.45 ± 0.05 масс Солнца, радиус - в 0.43 ± 0.03 радиусов Солнца, а светимость составляет всего 0.02 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды близко к солнечному значению.
Минимальная масса планеты GJ 3634 b (параметр m sin i) равна 7 ± 0.9 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0287 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ^+0.09/_-0.06, и делает один оборот за 2.6456 ± 0.0007 земных суток.
Вероятность транзита этой планеты составляет примерно 7%, однако транзита обнаружено не было.
Авторы открытия полагают, что GJ 3634 b является аналогом транзитной планеты GJ 1214 b, иначе говоря, является легким нептуном - планетой, имеющей преимущественно ледяной состав с примесью скальных пород, окруженной протяженной водородно-гелиевой атмосферой, на долю которой приходится несколько процентов массы планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1102/1102.1420v1.pdf

 

 

4 февраля 2011
Уникальная система Kepler-11 - шесть транзитных планет в плотной упаковке

2 февраля рабочая группа Кеплера провела пресс-конференцию, на которой подвела итоги второго полугодия работы миссии. На этой пресс-конференции были представлено множество уникальных результатов, практически перевернувших наши представления о планетных системах у других звезд. В числе прочего там была представлена удивительная планетная система Kepler-11, включающая в себя 6 (шесть!) транзитных экзопланет небольшой массы, плотно упакованных практически внутри орбиты Меркурия (большая полуось орбиты самой внешней планеты составляет примерно 0.46 а.е.)

Kepler-11 - солнцеподобная звезда главной последовательности, удаленная от Солнца примерно на 613 пк. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.1 солнечных масс, радиус составляет 1.1 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость на несколько процентов превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 8 ± 2 млрд. лет.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует шесть серий транзитных сигналов (регулярных ослаблений блеска, вызванных прохождением планет по диску звезды) глубиной около 1 mmag (т.е. 1/1000 звездной величины). Авторы открытия провели тщательный анализ астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал от планет и приводить к ложным открытиям (прежде всего, к ним относятся затменно-двойные звезды заднего фона, находящиеся на малом угловом расстоянии от изучаемой звезды, а также пары звезда+планета, физически связанные с изучаемой звездой и входящие вместе с ней в состав иерархической звездной системы), и оценили вероятность ложного открытия каждой из планет в 0,89 10^-6. Общая вероятность ложного истолкования хотя бы одной из планет в этой системе составляет 1.8 10^-3, что делает открытие системы Kepler-11 вполне достоверным.
Орбиты всех шести планет лежат примерно в одной плоскости (наклонения орбит отличаются друг от друга всего на 1-2 градуса). Все орбиты близки к круговым. Компланарностью и низкими эксцентриситетами орбит своих планет система Kepler-11 напоминает Солнечную.

Система Kepler-11 в сравнении с Солнечной. Орбиты всех шести планет проходят внутри орбиты Венеры! Кредит изображения: презентация Jack Lissauer с сайта http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=98

Самой внутренней планетой в системе Kepler-11 является Kepler-11 b. Ее масса оценивается в 0.0135 ± 0.007 масс Юпитера или примерно 4.3 масс Земли, радиус составляет 0.176 ± 0.017 радиусов Юпитера или 1.97 ± 0.19 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 3.1 ^+2.1/_-1.5 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.091 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 10.30375 ± 0.00016 земных суток.
Обращает на себя внимание сравнительно низкая (по сравнению с Землей) средняя плотность внутренней планеты, что говорит или о большой доле водяного льда в ее составе, или о мощной протяженной атмосфере.

Следующей по удаленности идет Kepler-11 c. Ее масса равна 0.0425 ^+0.0151/_-0.0198 масс Юпитера (13.5 ^+4.8/_-6 масс Земли), радиус оценивается в 0.282 ± 0.027 радиусов Юпитера (3.15 ± 0.3 радиуса Земли), что приводит к средней плотности 2.3 ^+1.3/_-1.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.106 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 13.052 земных суток. Судя по массе и средней плотности Kepler-11 c является горячим аналогом Урана в Солнечной системе, т.е. состоит в основном из льдов с примесью каменных пород. На водородно-гелиевую атмосферу приходится 5-10% массы планеты.

Дальше расположена Kepler-11 d. Ее масса оценивается в 0.0192 ^+0.0098/_-0.0053 масс Юпитера (6.1 ^+3.1/_-1.7 масс Земли), радиус - в 0.307 ± 0.029 радиусов Юпитера (3.43 ± 0.32 радиусов Земли), что приводит к средней плотности всего 0.9 ^+0.5/_-0.3 г/куб.см. Низкая средняя плотность говорит о преимущественно ледяном составе этой планеты с протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Она расположена на расстоянии 0.159 ± 0.005 а.е. от своей звезды и делает один оборот за 22.6872 ± 0.0002 земных суток.

Еще дальше идет Kepler-11 e. Ее масса равна 0.0264 ^+0.0079/_-0.0060 масс Юпитера (8.4 ^+2.5/_-1.9 масс Земли), радиус - 0.404 ± 0.039 радиусов Юпитера (4.52 ± 0.43 радиусов Земли), что приводит к еще меньшей средней плотности - всего 0.5 ± 0.2 г/куб.см! Нет никаких сомнений в том, что и Kepler-11 e имеет преимущественно ледяной состав и окружена мощной водородно-гелиевой атмосферой, причем масса атмосферы превышает 20% массы планеты. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.194 ± 0.007 а.е. и делает один оборот за 31.9959 ± 0.0003 земных суток.

Если состав и строение внутренних планет еще может быть объяснено в рамках существующих моделей, то планета Kepler-11 f ставит исследователей в тупик. Ее масса оценивается всего в 0.0072 ^+0.0069/_-0.0038 масс Юпитера (2.3 ^+2.2/_-1.2 масс Земли), при этом радиус достигает величины 0.2335 ± 0.0224 радиусов Юпитера (2.61 ± 0.25 радиусов Земли), что приводит к средней плотности 0.7 ^+0.7/_-0.4 г/куб.см. Уникально низкая плотность для столь маломассивной планеты! Согласно теоретическим моделям, не менее 10% массы этой планеты должно приходиться на водородно-гелиевую атмосферу. Остается неясным, как Kepler-11 f при своей малой массе смогла аккумулировать столько водорода. Она расположена на расстоянии 0.25 ± 0.009 а.е. от звезды и делает один оборот за 46.68876 ± 0.00074 земных суток.

И наконец, самой внешней из планет этой системы является Kepler-11 g. Ее масса пока не известна, получен только верхний предел - 0.95 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.462 ± 0.016 а.е. и делает один оборот за 118.378 ± 0.001 земных суток. Радиус планеты равен 0.3274 ± 0.0313 радиусов Юпитера (3.66 ± 0.35 радиусов Земли), про среднюю плотность и химический состав пока ничего сказать нельзя.

Зависимость радиуса от массы для известных транзитных планет. Кружками показаны планеты системы Kepler-11, пустыми квадратами - другие известные маломассивные транзитные экзопланеты, треугольниками (для сравнения) планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун. Цвет планет соответствует их эффективной температуре (температурная шкала приведена справа). Линиями показана теоретическая зависимость радиуса от массы для планет разного состава. Видно, что, несмотря на небольшую массу, планеты системы Kepler-11 обладают протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.

Поражает компактность системы Kepler-11 - внутри области радиусом 0.46 а.е. умещаются орбиты 6 планет! Особенно сильно должны взаимодействовать друг с другом планеты b и c. Тем не менее, авторы проследили орбитальную эволюцию системы на протяжении 250 тысяч лет, и нашли ее устойчивой.
Мир планетных систем в очередной раз показал свое удивительное разнообразие.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1102/1102.0291.pdf

 

 

1 февраля 2011
Планета WASP-17 b оказалась очень рыхлой

31 января в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских и европейских астрофизиков о регистрации теплового излучения транзитного горячего гиганта WASP-17 b. Наблюдения проводились на волнах 4.5 и 8 мкм с помощью инфракрасного космического телескопа им. Спитцера.

Планета WASP-17 b была открыта в 2009 году. Ее радиус достигает 1.99 ± 0.08(!) радиусов Юпитера, что делает WASP-17 b самой крупной из известных транзитных экзопланет. При этом ее масса составляет всего 0.486 ± 0.032 масс Юпитера, что приводит к экстремально низкой средней плотности - всего 0.082 ± 0.01 г/куб.см (в 12 раз меньше плотности воды!) Планета вращается вокруг звезды спектрального класса F6 V по слабоэллиптической ретроградной орбите на расстоянии 0.0515 ± 0.00034 а.е. и делает один оборот за 3.735438 ± 0.000007 земных суток.

Яркостная температура планеты, измеренная Спитцером, составила 1881 ± 50 К на волне 4.5 мкм и 1580 ± 150 К на волне 8 мкм. Это соответствует модели атмосферы с низким альбедо и эффективным переносом тепла с дневной на ночную сторону. Вместе с тем до сих пор неясно, что делает планету WASP-17 b такой рыхлой. Стандартные модели горячих гигантов предсказывают для нее радиус, на 0.7 радиусов Юпитера меньше наблюдаемого.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1101/1101.5620v1.pdf

 

 

19 января 2011
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-27 b

Международная группа астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-27 b.

Обзор HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network = Сеть автоматических внегерских телескопов) начал работу в 2003 году. Шесть автоматических телескопов, четыре из которых расположено на обсерватории им. Фреда Лоуренса (Аризона), а два - на горе Мауна Кеа (Гавайи), снимают кривые блеска сразу множества звезд 9.5-14.5 звездной величины с целью поиска транзитов - т.е. событий прохождения планет по дискам своих звезд. К настоящему моменту обзором охвачено примерно 14% неба, найдено 26 планет.

Итак, звезда HAT-P-27 (GSC 0333-00351) удалена от Солнца на 204 ± 14 пк. Ее спектральный класс G8, масса оценивается в 0.945 ± 0.035 солнечных масс, радиус - в 0.9 +0.05/-0.04 солнечных радиусов, светимость близка к 0.57 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их почти в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

HAT-P-27 b - типичный горячий гигант. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.03 масс Юпитера, радиус - в 1.04 +0.08/-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.73 ± 0.13 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. (9-10 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.08 ± 0.05, и делает один оборот за 3.03959 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1207 ± 41К.

Сравнение измеренных параметров планеты с модельными расчетами говорит о том, что планета HAT-P-27 b, скорее всего, имеет ядро из тяжелых элементов с массой порядка 10 масс Земли, а возраст системы близок к 4 млрд. лет.

На графике указана зависимость радиуса планеты от ее массы для всех известных транзитных экзопланет. Красными треугольниками показаны планеты-гиганты Солнечной системы. HAT-P-27 b указана черным кружком. Пунктирными линиями указаны изоденсы (линии равной плотности) для 0.133, 0.42, 1.33, 4.2, 13.3 и 42 г/куб.см. Красные линии - модельная зависимость радиуса от массы для планеты с параметрами HAT-P-27 b возрастом 1 млрд. лет с ядром массой 10 масс Земли (нижняя) и вовсе без ядра (верхняя). Голубыми линиями показана аналогичная зависимость для планеты возрастом 4 млрд. лет.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1101/1101.3511v1.pdf

 

 

12 января 2011
Новый теплый нептун HD 102365 b

Международная группа ученых, работающая на Англо-Австралийском телескопе (Сидинг Спринг, Австралия) в рамках Англо-Австралийской программы поиска планет, объявила об открытии нового теплого нептуна HD 102365 b. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Солнцеподобная звезда HD 102365 удалена от Солнца на 9.24 ± 0.06 пк. Ее спектральный класс G2 V (по другим данным - G3 V), масса оценивается в 0.85 солнечных масс, светимость близка к 0.8 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 9 ± 3 млрд. лет.
При хороших условиях видимости HD 102365 легко видна невооруженным глазом - ее видимая звездная величина +4.89.

Минимальная масса планеты HD 102365 b (параметр m sin i) составляет 0.05 ± 0.008 масс Юпитера или примерно 16 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.46 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.34 ± 0.14, и делает один оборот за 122.1 ± 0.3 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.3 а.е. в перицентре до 0.62 а.е. в апоцентре, т.е. примерно в 2 раза. Температурный режим планеты меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры.

Авторы открытия наблюдают за этой звездой уже более 12 лет. Они отмечают, что в их данных нет свидетельств наличия в этой системе каких-либо других планет (они исключают наличие планет с массой выше 0.3 масс Юпитера на любых орбитах с большой полуосью менее 5 а.е., а также планет с массой выше 10 масс Земли на орбитах с периодами короче 50 суток). Хотя большинство других нептунов, открытых на данный момент, входит в состав многопланетных систем, HD 102365 b вращается вокруг своей звезды в гордом одиночестве.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/727/2/103

 

 

11 января 2011
Первая металлическая планета?

10 января на 217-й конференции Американского Астрономического общества была представлена первая транзитная суперземля, обнаруженная космическим телескопом им. Кеплера - Kepler-10 b. Ее средняя плотность достигает 8.8 г/куб.см, что превышает плотность железа (7.87 г/куб.см).

Звезда Kepler-10 (KOI 72, 2MASS 19024305+5014286) удалена от Солнца на 173 ± 27 пк. Это солнцеподобная звезда главной последовательности, чья масса оценивается в 0.9 масс Солнца, радиус - в 1.06 ± 0.02 радиуса Солнца, а светимость близка к солнечной. Звезда отличается древним возрастом (~ 12 млрд. лет) и пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно на 40% меньше, чем в составе нашего дневного светила).

Масса планеты Kepler-10 b составляет 0.0143 ± 0.004 масс Юпитера или 4.5 ± 1.3 масс Земли, радиус оценивается в 0.127 ± 0.0003 радиусов Юпитера или 1.4 радиуса Земли, что приводит к средней плотности планеты в 8.8 +2/-3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.01684 ± 0.00034 а.е. (2.5 млн. км или 3.5 звездных радиусов!) и делает один оборот за 0.837495 ± 0.00005 земных суток (чуть больше 20 часов).
По всей видимости, Kepler-10 b, подобно Меркурию, обладает крупным железным ядром. Планета почти наверняка захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Весьма вероятно, что ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1833К.

На графике показаны массы и радиусы нескольких транзитных экзопланет и, для сравнения, нескольких планет Солнечной системы. Линиями показаны зависимость радиуса от массы для планет чисто железного состава, для планет, аналогичных Земле, и так называемых водных планет (у которых половина массы приходится на воду). Видно, что состав планеты Kepler-10 b является промежуточным между составом Земли и чисто железным. По всей видимости, у планеты имеется крупное железное ядро.

Кроме горячей земли Kepler-10 b, в системе обнаружена вторая транзитная планета Kepler-10 c, пока не подтвержденная методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Для ее массы получен только верхний предел - 3.53 массы Земли. Планета имеет радиус 2.23 ± 0.06 радиусов Земли и вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.24 а.е., делая один оборот за 45.295 земных суток. Определить ее физические параметры помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1102.0605v1.pdf

 

 

3 января 2011
Новый транзитный горячий гигант KOI-428 b

Запущенный в марте 2009 года, космический телескоп им. Кеплера уже обнаружил несколько сотен транзитных кандидатов - т.е. звезд, демонстрирующих небольшие регулярные ослабления блеска, которые могут быть вызваны планетами, проходящими по диску этих звезд. Однако для выяснения физической природы транзитного кандидата одной кривой блеска мало - необходимо измерить массу затмевающего объекта методом измерения лучевых скоростей звезды.
Команда Кеплера выложила в свободный доступ данные о 312 транзитных кандидатах, предлагая другим научным группам подключиться к выяснению их физической природы. И вот первый успех: Женевская группа объявила об открытии горячего гиганта KOI-428 b, чья масса была успешно измерена с помощью спектрографа SOPHIE на 1.93-метровом телескопе в обсерватории Haute-Provence (Франция).

Звезда KOI-428 (2MASS 19471528+4731357) удалена от Солнца на 2700 ± 200 пк. Это субгигант спектрального класса F5 IV, чья масса оценивается в 1.48 ± 0.06 масс Солнца, радиус - в 2.13 ± 0.06 радиусов Солнца, а светимость достигает 7.5 солнечных. Возраст звезды оценивается в 2.8 ± 0.3 млрд. лет.
Истинная масса планеты KOI-428 b составляет 2.2 ± 0.4 масс Юпитера, радиус равен 1.17 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.7 ± 0.5 г/куб.см и второй космической скорости около 82 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.080 ± 0.003 а.е. (примерно 8 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.8735 ± 0.0006 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1620 ± 30К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1101.0196v1.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1