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

30 декабря 2012
18 тысяч потенциальных кандидатов Кеплера: работа над ошибками. Часть 2
прямая ссылка на эту новость

Диаграммы с транзитными кандидатами Кеплера любезно предоставлены Виктором Ясинским.

Часть первая.

Итак, удаление из данных Кеплера транзитных событий с 0.16 > d > 0.04 (где d = duty cycle - отношение длительности транзита к орбитальному периоду транзитного кандидата) сразу снижает количество достойных дальнейшего рассмотрения кандидатов с 18406 до 7761, т.е. более чем вдвое. Но и это еще не все. Еще один артефакт обработки данных приводит к появлению большого количества ложных кандидатов с периодами 350-400 земных суток, и заметно меньшему – с половиной этого периода (т.е. 170-200 суток). В области периодов 350-400 суток количество ложных событий многократно превышает количество истинных транзитных кандидатов.
Как же нам найти иголку в стоге сена (тем более, что это именно те «иголки», которые нам нужны, т.е. планеты земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд)?

В принципе, решение можно искать двумя путями. Первый путь – поиск планетных кандидатов в обитаемой зоне звезд, несколько более ярких или более тусклых, чем Солнце, что выводит их орбитальные периоды из «лесополосы ложных кандидатов» в районе 350-400 земных суток. Второй путь – не пытаясь непосредственно отделить «зерна от плевел» (это будет делать команда Кеплера), оценить количество реальных кандидатов, исходя из особенностей распределения транзитных кандидатов за пределами вышеупомянутой «лесополосы».

Сначала попробуем пойти по первому пути.
На графике ниже показаны транзитные события TCE на плоскости Орбитальный период – Радиус кандидата. Зелеными точками показаны кандидаты, попадающие в обитаемую зону своих звезд, синими точками – все остальные TCE. Мы видим, что, несмотря на то, что большинство «зеленых точек» попадают в «лесополосу ложных кандидатов», значительная часть потенциально обитаемых транзитных кандидатов находится вне ее и может считаться вполне реальной.

.


Второй график показывает то же самое, но в другом масштабе. Показаны транзитные события (TCE) с радиусом меньше 2 радиусов Земли и орбитальным периодом длиннее 50 земных суток. И на первом, и на втором графике зелеными точками показаны транзитные кандидаты, расположенные в обитаемой зоне своих звезд, синими точками –
все прочие TCE.

Второй путь – попытаться оценить количество реальных кандидатов, попадающих в «лесополосу ложных событий» с периодами 350-400 суток, исходя из предполагаемого плоского распределения количества планет в зависимости от логарифма орбитального периода. В интервале периодов от 300 до 325 суток известно 79 TCE с d < 0.04, в интервале от 325 до 350 суток – 254, от 350 до 375 суток – 1251, от 375 до 400 суток – 456, от 400 до 425 суток – 99. Даже если предположить, что количество реальных кандидатов не зависит от орбитального периода (а это не так – геометрическая вероятность транзитной конфигурации ~ 1/a ~ P-3/2, где a – большая полуось орбиты, P - орбитальный период), то в интервал от 325 до 425 суток должно попадать максимум 79*4 = 316 кандидатов, а не 2060. А это значит, что как минимум 1744 транзитных события в интервале периодов от 325 до 425 земных суток являются ложными кандидатами (85%!). Это уменьшает количество реальных TCE с 7761 как минимум до 6017 (скорее всего, итоговая цифра будет еще меньше).


Транзитные события, соответствующие кандидатам разных радиусов. Серым отмечено количество всех транзитных событий, синим - TCE c d < 0.04 (т.е. удаленных от своей звезды больше, чем на 8 звездных радиусов), салатовым - количество транзитных событий после удаления "лесополосы ложных кандидатов" с периодами от 350 до 400 суток. Красным цветом показано количество KOI.

К сожалению, и это еще не конец. Среди транзитных событий, относящихся к одной звезде, часто наблюдаются пары кандидатов с разными радиусами и слегка отличающимися периодами (отношение периодов лежит в интервале от 1 до 1.1). И количество таких «призраков» в общей выборке достигает 1192 штук!

Продолжение следует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf

 

 

24 декабря 2012
Кеплер: резкий рост числа нептунов по мере увеличения орбитального периода
прямая ссылка на эту новость

Для полного понимания процесса планетообразования (да и для понимания нашего места в мире) важно знать, как часто встречаются планеты разных типов и каково типичное строение планетных систем. Поэтому одной из главных задач миссии «Кеплер» является сбор статистических данных о планетных системах Галактики (точнее, звезд галактического диска). Какие планеты встречаются чаще – маленькие или крупные? Насколько типичны круговые орбиты планет? Сколько звезд в Галактике имеют планетные системы? Является ли строение Солнечной системы типичным, редким или вообще уникальным?

21 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья двоих американских астрономов китайского происхождения С.Донг и Ж. Жу из Принстонского университета, посвященная распределению планетных кандидатов Кеплера в зависимости от их радиуса и орбитального периода. Были рассмотрены планетные кандидаты с радиусами, большими одного радиуса Земли, и орбитальными периодами, не превышающими 250 земных суток. Авторы статьи нашли, что количество планет средних размеров («нептунов») заметно растет с увеличением периода (dN/d logP ~ P0.7±0.1), в то время как количество небольших планет (суперземель и земель) зависит от периода очень мало (плоское распределение).


Частота встречаемости планет разных размеров в зависимости от их орбитального периода, отнесенная к одной звезде. Черным цветом показано суммарное распределение для планет всех размеров

В целом примерно 30% звезд имеют рядом с собой планеты небольшого размера (земли и суперземли) с орбитальными периодами короче 250 суток; ~7% звезд имеют планеты среднего размера (4-8 радиусов Земли), и ~2.5% звезд имеют планеты-гиганты. Всего количество звезд, имеющих хотя бы одну планету любого размера с орбитальным периодом короче 250 суток, достигает 60%. Этот результат согласуется с результатами, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд: так, по данным Женевской группы, около 50% звезд имеют хотя бы одну планету любой массы с орбитальным периодом меньше 100 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.4853.pdf

 

 

23 декабря 2012
18 тысяч потенциальных кандидатов Кеплера: работа над ошибками. Часть 1
прямая ссылка на эту новость

Диаграммы с транзитными кандидатами Кеплера любезно предоставлены Виктором Ясинским.

12 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная первым, самым предварительным итогам наблюдений Кеплера за первые 12 наблюдательных кварталов. Прогнав полученные данные через алгоритм поиска транзитных событий, кеплеровцы обнаружили 18406 потенциальных транзитных событий у 11087 звезд. Далеко не все из них окажутся реальными планетными кандидатами. И некоторые выводы о количестве и свойствах ложных кандидатов можно сделать уже сейчас.

На диаграммах ниже показаны «транзитные события Кеплера» (далее TCE, показаны синим цветом) и уже проверенные транзитные кандидаты из списка KOI (показаны красным) на плоскости Эффективная температура транзитного кандидата – Радиус кандидата, в разных масштабах.

Сразу же в глаза бросается обилие очень горячих (а значит, и очень близких к звезде) кандидатов, образующих широкий высокотемпературный «хвост». Чтобы разобраться с этим «хвостом», рассмотрим отношение длительности транзита каждого кандидата к его орбитальному периоду. Этот параметр (в оригинальной статье его называют duty cycle, d) зависит от ширины орбиты, выраженной в звездных радиусах. Для круговой орбиты

d = (2 arc sin R/a)/360,

где R - радиус звезды, a - большая полуось орбиты планеты, а все углы выражены в градусах.

Для объекта, вращающегося непосредственно над звездной поверхностью, он равен 0.5. Для круговой орбиты в 2 звездных радиуса его величина уменьшается до 0.16, для орбиты в 8 звездных радиусов – до 0.04.

Если посмотреть на график количества «транзитных событий» в зависимости от d, мы увидим интересную картину. На малых d на графике наблюдается резкий максимум, при d = 0.04 функция проходит пологий минимум, а потом снова начинает возрастать. То есть алгоритм поиска TCE обнаруживает ОГРОМНОЕ КОЛИЧЕСТВО транзитных событий на очень тесных орбитах, от 2 до 8 звездных радиусов. Отметим, что все обзоры, как транзитные, так и основанные на методе измерения лучевых скоростей родительских звезд, напротив, показывают РЕЗКИЙ ДЕФИЦИТ планет всех размеров на орбитах теснее 8 звездных радиусов. Поэтому мы смело можем считать все TCE с d > 0.04 ложными кандидатами и дальше не рассматривать. Да, возможно, мы «выплеснем» таким образом несколько десятков реальных сверхгорячих планет, но зато нам не придется искать иголку в стоге сена, перелопачивая ради них тысячи ложных кандидатов.


Распределение числа кандидатов в зависимости от отношения длительности транзита и орбитального периода. Сверху показано распределение для всех рассмотренных кандидатов, снизу – только для тех 7729 кандидатов, у кого этот параметр меньше 0.04 (т.е. чьи орбиты шире 8 звездных радиусов).

Что интересно, после удаления транзитных событий с 0.04 < d < 0.16 распределение параметров оставшихся TCE стало очень напоминать аналогичное распределение для KOI (до периодов ~170 земных суток).

Ниже показаны транзитные кандидаты Кеплера на плоскости Орбитальный период - радиус кандидата (снова в разных масштабах). Но теперь транзитные кандидаты с 0.16 > d > 0.04 (с большой полуосью орбиты от 2 до 8 звездных радиусов) показаны серым цветом, а с d < 0.04 (большая полуось орбиты больше 8 звездных радиусов) - синим цветом. Красным, как и раньше, показаны транзитные кандидаты из списка KOI.

Из графиков видно, что поведение "синих" и "красных" кандидатов в интервале периодов от 3 до ~150 земных суток практически неотличимо одно от другого, а значит, процент ложных кандидатов среди TCE с d < 0.04 невелик и не превышает аналогичного параметра у KOI.

Однако на больших периодах мы сталкиваемся с другим источником ложных кандидатов.

Еще один артефакт обработки данных приводит к появлению большого количества транзитных событий с периодами около 372 суток (орбитальный период самого Кеплера), и гораздо меньшего количества на половине этого периода (т.е. около 186 суток). Подавляющее большинство TCE в этой области периодов являются ложными кандидатами.

Продолжение следует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf

 

 

22 декабря 2012
У звезды тау Кита, возможно, есть пять планет
прямая ссылка на эту новость

Тау Кита (HD 10700, HR 509, GJ 71) – ближайшая к Солнцу (расстояние 3.650 ± 0.002 пк) одиночная солнцеподобная звезда. Ее спектральный класс G8.5 V, масса оценивается в 0.783 ± 0.012 солнечных масс, радиус – в 0.793 ± 0.004 солнечных радиусов, светимость составляет 0.488 ± 0.01 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 3.5 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст тау Кита оценивается в 5.8 млрд. лет.
У звезды известен околозвездный пылевой диск, простирающийся от нее до расстояния ~55 а.е. и примерно в 10 раз более массивный, чем аналогичный диск вокруг Солнца. Это говорит о том, что тау Кита окружена собственным поясом Койпера, аналогичному поясу Койпера в Солнечной системе.
Многие свойства этой звезды делают ее привлекательной целью для поиска планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Она одиночна, ярка, близка к Солнцу, имеет очень низкий уровень хромосферной активности. Однако до сих пор никаких планет у тау Кита обнаружить не удавалось: у лучевой скорости этой звезды отсутствуют колебания с амплитудой больше 2 м/сек. Это означает, что в этой системе нет планет-гигантов и нептунов на тесных орбитах.
За прошедшие годы звезда тау Кита активно наблюдалась сразу несколькими инструментами. Было получено 4398 единичных замеров лучевой скорости на HARPS, охватывающие период в 2142 дня, 978 замеров на UCLES (в рамках Англо-Австралийской программы поиска планет) и 567 замеров на HIRES (охватывающих период в 3446 дней). На первый взгляд, зависимость лучевой скорости тау Кита от времени является «плоской», т.е. хаотично меняется в интервале 2.9 м/сек.

18 декабря 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья многочисленного коллектива ученых под руководством известного финского астронома Микко Туоми, посвященная анализу всего массива полученных данных. Применив к данным мощные математические методы, астрономы обнаружили пять периодических сигналов с полуамплитудами 0.64, 0.75, 0.59, 0.58 и 0.58 м/сек, соответствующие планетам с минимальными массами 2.0, 3.1, 3.6, 4.3 и 6.6 масс Земли, имеющим орбитальные периоды 13.965, 35.36, 94.1, 168 и 642 земных суток. Поскольку точность единичного замера лучевой скорости близка к 1 м/сек, сигналы были скрыты под шумами и потребовали для своего выделения богатой статистики. Но даже и в этом случае результаты, полученные группой Туоми, могут считаться лишь предварительными и нуждаются в независимом подтверждении.

Какой же предстает перед нами планетная система тау Кита? Все ее 5 планет маломассивны и движутся по орбитам, очень близким к круговым, подобно орбитам планет Солнечной системы. Эксцентриситет орбиты ближайшей к звезде планеты, HD 10700 b, оценивается в 0.16, эксцентриситеты орбит остальных планет не превышают 0.08. Две внутренние планеты с большой полуосью орбит 0.105 и 0.195 а.е. оказываются горячее Меркурия, третья планета, удаленная от звезды на 0.374 а.е., имеет температурный режим, средний между температурными режимами Меркурия и Венеры, четвертая планета с а = 0.552 а.е. получает чуть меньше тепла, чем наша Венера, пятая планета имеет температурный режим Главного пояса астероидов. Ни одна из них не напоминает Землю и не может считаться потенциально обитаемой. 
Авторы открытия проанализировали динамическую устойчивость системы (в предположении компланарных орбит), и нашли ее устойчивой даже для масс планет, в 40 раз превышающих минимальные значения). 

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.4277v1.pdf

 

 

14 декабря 2012
Кеплер: 18 тысяч потенциальных транзитных кандидатов
прямая ссылка на эту новость

12 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья группы Кеплера, посвященная первым, самым предварительным итогам наблюдений за первые 3 года работы миссии (точнее, за период с 12 мая 2009 года по 28 марта 2012 года). Предварительная обработка данных позволила обнаружить 18 406 потенциальных транзитных кандидатов у 11 087 звезд. Проверка используемого алгоритма поиска транзитных сигналов на уже известных транзитных системах (KOI) позволило определить эффективность алгоритма – она составила 98.3%.

Это, конечно, еще не настоящие транзитные кандидаты, а то, что можно назвать «кандидатами в кандидаты». Многие из них отсеются при дальнейшей более тщательной проверке. И, тем не менее, общий объем данных, полученных Кеплером, ошеломляет. Где-то там, среди 18 тысяч кандидатов, почти наверняка затерялись и аналоги Земли – планеты земного типа у солнцеподобных звезд.

Космический телескоп им. Кеплера находится на гелиоцентрической 372-дневной орбите и медленно удаляется от Земли, отставая от нее в своем орбитальном движении. Он непрерывно наблюдает так называемое «поле Кеплера» - богатое звездное поле общей площадью около 115 квадратных градусов в области созвездий Лебедя и Лиры. Чтобы избежать засветки от Солнца и одновременно получать достаточно энергии от солнечных батарей, телескоп каждые 93 земных суток поворачивается на 90 градусов относительно своей продольной оси. Эти 93-дневные периоды называются наблюдательными кварталами. В статье описываются результаты наблюдений, полученные в течение первых 12-ти кварталов.
Общее количество звезд, наблюдаемых Кеплером, превышает 192 тысяч. Из них 112 321 звезда наблюдалась в течение всех 12 наблюдательных кварталов, а 79 992 звезды – только часть этого времени. 28 826 звезд мониторились на протяжении 8 кварталов или меньше, 43 339 звезд – на протяжении 9-10 кварталов, 7 819 звезд – 11 кварталов.
Кривые блеска звезд анализировались автоматически с помощью TPS-алгоритма, отыскивающего в данных потенциальные транзитные сигналы. Алгоритм отбирает события, включающие в себя не меньше 3 транзитов, для которых отношение сигнал/шум превышает 7, а отношение длительности транзита и орбитального периода меньше 0.16 (для сравнения, для Земли этот параметр составляет 7.4·10-4).

Что же можно сказать о полученной выборке?
Большинство транзитных кандидатов (точнее, конечно, «кандидатов в кандидаты») имеет орбитальный период меньше 50 земных суток. Этого и следовало ожидать, поскольку транзитный метод поиска экзопланет наиболее чувствителен к планетам на тесных орбитах (геометрическая вероятность транзитной конфигурации ~ Rstar /a). Кроме того, наблюдается необычный избыток количества кандидатов с периодами от 300 до 400 земных суток. Скорее всего, этот избыток является артефактом обработки данных. В целом, орбитальные периоды кандидатов лежат в интервале от 0.5 до 525 земных суток.


Распределение кандидатов по орбитальным периодам. Избыток кандидатов с периодами от 300 до 400 земных суток вызван особенностями обработки данных, связанными с тем, что каждые 93· 4 = 372 суток телескоп делает полный оборот вокруг своей оси (это приводит к появлению в данных «ложных транзитов»).

Ниже показано распределение количества кандидатов в зависимости от глубины транзита (фактически, от их физического размера, поскольку большинство звезд, наблюдаемых Кеплером – солнцеподобные). Заметно резкое увеличение количества кандидатов с уменьшением глубины транзита. Большинство транзитных событий имеют глубину 20-30 ppm (для сравнения – транзит Нептуна по диску Солнца имел бы глубину ~1300 ppm, а транзит Земли – 84 ppm), что говорит о широчайшей распространенности небольших планет с размерами порядка размеров Меркурия и Марса.


Распределение числа кандидатов в зависимости от глубины транзита. Вверху показана эта зависимость для транзитных событий глубиной меньше 1000 ppm, внизу - для событий глубиной меньше 100 ppm.

Измерение отношения длительности транзита к орбитальному периоду также позволяет автоматически отсеивать ложные кандидаты. Для реальной планеты это отношение должно быть достаточно маленьким (~0.04 для планеты, вращающейся на расстоянии 8 звездных радиусов и 7.4·10-4 для аналога Земли, вращающегося вокруг аналога Солнца на расстоянии 1 а.е.). Как мы видим, распределение количества транзитных кандидатов в зависимости от отношения длительности транзита к орбитальному периоду вблизи 0.04 как раз проходит минимум. События с бОльшим значением этого параметра, скорее всего, являются ложными кандидатами. Резкий всплеск числа кандидатов с малым значением параметра соответствует транзитным планетам на широких орбитах.


Распределение числа кандидатов в зависимости от отношения длительности транзита и орбитального периода. Сверху показано распределение для всех рассмотренных кандидатов, снизу – только для тех 7729 кандидатов, у кого этот параметр меньше 0.04 (т.е. чьи орбиты шире 8 звездных радиусов).

В феврале 2013 года группа Кеплера планирует представить уже не предварительные, а обработанные данные, полученные за первые 12 кварталов. Ждем новых открытий!

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf

 

 

12 декабря 2012
Два нептуна в системе KOI-1215
прямая ссылка на эту новость

Последней планетной системой, впервые рассмотренной У Яньцинь и Йорамом Литвиком, является транзитная система KOI-1215, включающая в себя два горячих нептуна с радиусами 2.92 и 3.36 радиусов Земли. В отличие от двух предыдущих систем, планеты в которых вращаются по круговым орбитам, система KOI -1215 содержит планеты на явно эксцентричных орбитах, что не позволяет точно оценить их массы.

KOI-1215 – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0. Ее радиус оценивается в 1.65 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 5946К. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.42), его можно грубо оценить в 927 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 17.3244 и 33.0059 земных суток; планеты близки к орбитальному резонансу 2:1. Поскольку анализ данных указывает на значительный эксцентриситет обеих планет, метод тайминга позволяет определить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу внутренней планеты составляет 0.344 ± 0.186 масс Юпитера, верхний предел на массу внешней – 0.091 ± 0.074 масс Юпитера. Истинные массы планет, очевидно, в несколько раз меньше.
Эффективные температуры планет в этой системе оцениваются группой Кеплера в 903 и 728К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

10 декабря 2012
Трехпланетная система оранжевого карлика KOI-156
прямая ссылка на эту новость

Среди 22 пар планет, изученных У Яньцинь и Йорамом Литвиком, была рассмотрена и трехпланетная система KOI-156. Канадские астрономы первыми проанализировали небольшие периодические вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга, и оценили их массы.

KOI-156 – звезда главной последовательности спектрального класса K. Ее радиус оценивается группой Кеплера в 0.69 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 4619К. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно грубо оценить в 200 пк.
Кривая блеска звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 5.18855, 8.0432 и 11.77615 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 1.18, 1.60 и 2.53 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к резонансу 3:2 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов. Влияние внутренней планеты пока зафиксировать не удалось, и она остается в статусе планетного кандидата.
Анализ вариаций времени наступления транзитов показал, что орбиты двух внешних планет очень близки к круговым (их средний эксцентриситет составляет всего 0.007). Верхние пределы на массы оцениваются в 2.4 ± 1.3 масс Земли для средней планеты и 3.8 ± 3.7 масс Земли для внешней планеты, соответственно. Скорее всего, истинные массы несколько меньше, поскольку эксцентриситеты их орбит хоть и близки к нулю, но не равны ему. Это приводит к довольно низким средним плотностям – 3.24 ± 1.78 г/куб.см для средней планеты и 1.31 ± 1.27 г/куб.см для внешней. Скорее всего, обе планеты или включают в себя значительную долю льдов, или окружены протяженной водородно-гелиевой атмосферой.
Эффективные температуры планет в этой системе оцениваются группой Кеплера в 722, 623 и 549К, т.е. все они оказываются горячее Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

7 декабря 2012
Об эксцентриситетах планет Кеплера
прямая ссылка на эту новость

31 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья двух астрономов из университета г. Торонто (Канада) У Яньцинь (Yanqin Wu) и Йорама Литвика (Yoram Lithwick), посвященная исследованию средней плотности и орбитального эксцентриситета планет Кеплера. Авторы статьи рассмотрели 22 многопланетные транзитные системы (17 опубликованных ранее и 5 новых), в которых пары планет близки к орбитальному резонансу и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы могли быть измерены методом тайминга транзитов.
Как оказалось, примерно 3/4 пар планет демонстрируют признаки очень маленького эксцентриситета, порядка 0.01, тогда как 1/4 имеют эксцентриситеты ~0.1-0.4. Для планет с низким эксцентриситетом стало возможным оценить их массу и среднюю плотность, а также вторую космическую скорость. У Яньцинь и Йорам Литвик нашли, что зависимость массы планет от их радиуса неплохо аппроксимируется формулой

M ~ 3 MЗемли (R/R Земли),

что означает быстрое уменьшение средней плотности с увеличением радиуса планеты и приводит к примерно одинаковой второй космической скорости ~ 20 км/сек.
Кроме того, авторы обнаружили, что средняя плотность всех рассмотренных планет с радиусами, превышающими 3 радиуса Земли, оказалась меньше плотности воды. Это означает, что такие планеты окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, чья масса составляет примерно половину их полной массы. Более компактные планеты (с радиусом меньше 3 радиусов Земли) могут иметь среднюю плотность как выше, так и ниже плотности воды. При этом более горячие планеты обычно мельче и плотнее, и состоят в основном из каменных пород (масса атмосферы не превышает 1% их полной массы).
На рисунке 1 показаны номинальные плотности планет в зависимости от их радиуса. Номинальная плотность близка к реальной для планет с низким эксцентриситетом, но всегда выше реальной для планет с ненулевым эксцентриситетом (и, таким образом, может рассматриваться как верхний предел). Видно, что все рассмотренные планеты с радиусами больше 4 радиусов Земли имеют низкие средние плотности, т.е. являются газовыми гигантами.


Рис. 1. Номинальная плотность планет в зависимости от их радиуса. Розовыми звездами показаны планеты, чья масса была измерена ранее, зелеными – планеты, впервые исследованные в данной статье. Вертикальными линиями показаны погрешности измерений. Коричневой, оранжевой и голубой линиями показаны теоретические зависимости для чисто железных, каменных и ледяных планет.

На рисунке 2 представлен аналогичный график для 16 пар планет с нулевым эксцентриситетом (а значит, не номинальной, а истинной или близкой к истинной средней плотностью). Прямой черной линией показана зависимость M ~ 3 MЗемли (R/R Земли) соответствующая второй космической скорости 20 км/сек.


Рис.2. Все обозначения аналогичны представленным на рис. 1. Желтыми квадратами показаны другие транзитные планеты, такие как GJ 1214 b , GJ 3470 b , GJ 436 b , HAT-P-26 b , HAT-P-11 b, 55 Рака е и т.п.

ближайшие дни я подробно расскажу о пяти новых планетных системах, изученных У Яньцинь и Йорамой Литвиком.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf

 

 

5 декабря 2012
О вреде поспешных выводов: случай с планетой HD 86226 b
прямая ссылка на эту новость

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд остается на данный момент самым эффективным методом поиска экзопланет. Однако он требует богатых и плотных рядов наблюдений, иначе параметры планетной системы определяются с большими погрешностями, а то и вовсе оказываются неверными.
Хорошей иллюстрацией этому служит история открытия планеты-гиганта у звезды HD 86226.

HD 86226 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 45 ± 1.6 пк. В 2010 году рядом с ней была обнаружена планета-гигант на 4.6-летней орбите. Поскольку было сделано всего 13 замеров лучевой скорости звезды, параметры планеты были определены с огромной погрешностью: минимальную массу оценили в 1.5 ± 1 масс Юпитера, орбитальный эксцентриситет – в 0.73 ± 0.21.

Однако наблюдения за звездой были продолжены. Начиная с марта 2010 года, было сделано еще 39 замеров лучевой скорости HD 86226. Величина орбитального периода подтвердилась (сейчас он оценивается в 1695 ± 58 земных суток), значение минимальной массы планеты уточнили до 0.92 ± 0.10 масс Юпитера, но измеренный орбитальный эксцентриситет гиганта упал с 0.73 до 0.15!


Зависимость от времени лучевой скорости звезды HD 86226 и фазовая кривая планеты HD 86226 b . Пунктирной розовой линией показано решение, полученное в 2010 году, непрерывной черной линией – решение, полученное с учетом новых данных (синие точки).

Тепловой режим планеты HD 86226 b соответствует внешнему краю пояса астероидов в Солнечной системе.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.6444v1.pdf

 

 

3 декабря 2012
7 новых массивных долгопериодических планет
прямая ссылка на эту новость

Чем дальше находится планета от звезды, чем длиннее ее орбитальный период, тем больше времени требуется для того, чтобы надежно определить ее физические и орбитальные параметры. Так, Юпитер делает один оборот вокруг Солнца за 11.86 лет, а Сатурн – за 29.4 года; чтобы методом измерения лучевых скоростей обнаружить аналоги Юпитера и Сатурна, необходимо наблюдать за их родительскими звездами в течение как минимум двенадцати и тридцати лет.

Обзор CORALIE, предназначенный для поиска планет-гигантов на южном небе, начал свою работу в 1998 году. Он основан на наблюдениях с помощью одноименного эшелле-спектрографа, установленного на 1.2-метровом телескопе обсерватории Ла Силла (Чили), и охватывает 1647 звезд главной последовательности спектральных классов от F8 до K0, расположенных не далее 50 пк от Солнца. Точность измерения лучевых скоростей составляет 6-10 м/сек – другими словами, маломассивные планеты (нептуны и суперземли) оказываются для него недоступны. Для сравнения, Юпитер наводит на Солнце колебания лучевой скорости с периодом 11.86 лет и амплитудой, не превышающей 12-13 м/сек.

27 ноября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы об открытии семи массивных долгопериодических планет. Две из них (HD 27631 b и HD 220689 b) – аналоги Юпитера: их минимальные массы составляют 1-1.5 масс Юпитера, а эксцентриситет орбиты не превышает 0.2. Остальные пять (HD 98649 b, HD 106515A b, HD 166724 b, HD 196067 b, HD 219077 b) – очень массивные (параметр m sin i от 3.5 до 10.4 масс Юпитера) планеты на орбитах с высоким (e от 0.57 до 0.85) эксцентриситетом.
Две родительские звезды HD 106515A и HD 196067 входят в состав двойных систем и имеют звездных компаньонов, что могло бы объяснить высокий эксцентриситет их планет эффектом Козаи. Причина резко эксцентричных орбит еще трех гигантов пока неизвестна.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Светимость, солнечных светимостей
Металличность [Fe/H]
HD 27631
45.5±1.5
G3 V
0.94 ± 0.04
~1
0.88
-0.12 ± 0.05
HD 220689
44.6 ± 1.4
G3 V
1.04 ± 0.03
1.07 ± 0.04
1.24
0 ± 0.03
HD 98649
41.5 ± 1.4
G4 V
1 ± 0.03
~1
0.86
-0.02 ± 0.03
HD 106515A
35.2 ± 1.2
G5
0.97 ± 0.01
1.62 ± 0.05
1.23
0.03 ± 0.02
HD 166724
42.4 ± 2.3
K0
0.81 ± 0.02
?
0.31
-0.09 ± 0.03
HD 196067
44 ± 5
G0
1.29 ± 0.08
1.73 ± 0.21
3.73
0.18 ± 0.04
HD 219077
29.35 ± 0.32
G8
1.05 ± 0.02
1.91 ± 0.03
2.66
-0.13±0.01

Таблица 1. Свойства планет

Планета
Орбитальный период, сут.
m sin i, масс Юпитера
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет
HD 27631 b
2208 ± 66
1.45 ± 0.14
3.25 ± 0.07
0.12 ± 0.06
HD 220689 b
2209 +103/-81
1.06 ± 0.09
3.36 ± 0.09
0.16 ± 0.1
HD 98649 b
4951 +607/-465
6.8 ± 0.5
5.6 ± 0.4
0.85 ± 0.05
HD 106515A b
3630 ± 12
9.61 ± 0.14
4.59 ± 0.01
0.57 ± 0.01
HD 166724 b
5144 +705/-467
3.53 ± 0.11
5.42 ± 0.43
0.734 ± 0.02
HD 196067 b
3638 +232/-185
6.9 +3.9/-1.1
5.02 ± 0.19
0.66 +0.18/-0.09
HD 219077 b
5501 +130/-119
10.39 ± 0.09
6.22 ± 0.09
0.770 ± 0.003


Известные экзопланеты на плоскости «Период – эксцентриситет». Вновь представленные планеты отмечены красными квадратами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.6444v1.pdf

 

 

27 ноября 2012
Транзитный горячий юпитер у двойной звезды WASP-77A
прямая ссылка на эту новость

Самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP вместе со своим ближайшим конкурентом – обзором HATNet – обнаружил уже более ста транзитных планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров. Оба обзора рассчитаны на поиск транзитных планет у сравнительно ярких звезд, чья видимая звездная величина лежит в интервале от +8.5 до +12.5. Таких звезд на небе насчитывается около 340 тысяч. Учитывая, что только примерно 1% FGK-звезд имеют рядом с собой горячие гиганты, и что вероятность транзитной конфигурации для горячих гигантов близка к 10% (а значит, только каждая тысячная звезда неба может похвастаться транзитным горячим гигантом), примерно 2/3 доступных наземным обзорам транзитных планет еще не открыто.

26 ноября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья от обзора SuperWASP, посвященная открытию транзитного гиганта у звезды BD -07 436, названной также WASP-77A. Звезда имеет спектральный класс G8 V, массу и металличность, практически равные солнечным, и радиус около 0.955 солнечных радиусов. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+10.3), его можно оценить в 109 пк.
На расстоянии 3 угловых секунд от WASP-77A находится звездный компаньон WASP-77B спектрального класса K5 V. С учетом расстояния до системы компоненты разделяет линейное расстояние в 327 а.е. (в проекции на небесную сферу).
Масса горячего юпитера WASP-77A b составляет 1.76 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.21 ± 0.02 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 1.23 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 72 км/сек. Планета вращается вокруг главного компонента пары на расстоянии 0.024 а.е. и делает один оборот за 1.36 земных суток.

Интересно, что возраст системы, определенный по скорости вращения звезды (она делает один оборот за 15.4 ± 0.4 суток), находится в резком противоречии с возрастом системы, полученным согласно моделям звездной эволюции. С одной стороны, WASP-77A вращается так быстро, как будто ее возраст составляет ~1 млрд. лет, с другой – физические свойства звезды соответствуют гораздо более зрелому возрасту (по разным моделям – 5-11 млрд. лет). Возможно, быстрое вращение звезды вызвано приливным влиянием массивного горячего юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.6033.pdf

 

 

26 ноября 2012
У красного карлика GJ 676 A – возможно, 4 планеты
прямая ссылка на эту новость

GJ 676A – сравнительно близкий (удален от нас на ~ 16.45 пк) красный карлик спектрального класса M0 V. Его масса оценивается в 0.71 ± 0.04 солнечных масс, светимость близка к 9.5% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раз больше, чем в составе нашего дневного светила.
В 2009 году рядом с GJ 676A был обнаружен массивный гигант с минимальной массой около 4 масс Юпитера и периодом около 1000 земных суток. Открытие было сделано Женевской группой с помощью знаменитого спектрографа HARPS. Орбитальный эксцентриситет новой планеты тогда оценили в ~0.28, ее температурный режим грубо соответствовал температурному режиму Юпитера.
Наблюдения за звездой GJ 676A на обсерватории Ла Силла продолжились. К настоящему моменту опубликованы результаты 75 единичных замеров лучевой скорости этой звезды при точности единичного замера 0.5-2.4 м/сек, в среднем около 1 м/сек. Наличие богатых рядов измерений позволило поискать в данных доплеровские сигналы других, менее массивных планет, а также уточнить параметры уже известного гиганта GJ 676A b.

15 октября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Микко Туоми (Mikko Tuomi) и Гильема Англада-Эскуде (Guillem Anglada-Escudé), посвященная открытию новых планет в системе GJ 676A. Обработав ряды данных с помощью мощного математического аппарата и компьютерной программы HARPS-TERRA, они обнаружили в этой системе очень теплую планету земного типа GJ 676A d с минимальной массой 4.4 масс Земли на 3.6-дневной орбите (большая полуось – 0.0413 а.е.), теплый нептун GJ 676A e с минимальной массой 11.5 масс Земли на 35.37-дневной орбите (большая полуось 0.187 а.е.), и ледяной гигант GJ 676A c, параметры которого определены с большой погрешностью, поскольку за время наблюдений он еще не сделал полного оборота вокруг своей звезды. Также были уточнены параметры планеты GJ 676A b: ее минимальная масса оказалась равной 4.95 ± 0.31 масс Юпитера, орбитальный период составил 1050.3 ± 1.2 земных суток, эксцентриситет увеличился до 0.328 ± 0.004.
Вероятность ложного открытия новых планет оценивается в 0.15%, их наличие нуждается в независимом подтверждении.
Весьма вероятно, что в этой системе есть и другие, еще менее массивные планеты. Так это или нет, помогут выяснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.7118v2.pdf

 

 

23 ноября 2012
Планеты пульсара PSR B1257+12: кипящие металлические капли
прямая ссылка на эту новость

PSR B1257+12 – миллисекундный пульсар, удаленный от нас примерно на 500 пк. В 1992 году он стал первым небесным телом помимо Солнца, у которого были достоверно обнаружены планеты. Сейчас в этой системе известно 3 планеты массами 0.02226, 4.13 и 3.82 масс Земли, удаленные от пульсара на 0.19, 0.36 и 0.46 а.е., соответственно.
Художники часто изображают планеты пульсара мрачными каменистыми мирами, погруженными в вечный сумрак. Но так ли это? Оценка энерговыделения в недрах этих планет и их эффективных температур показывает, что, возможно, эти планеты горячее поверхности Солнца и представляют собой кипящие капли из тяжелых металлов.


Планета пульсара PSR B1257 +12 с точки зрения художника John Whatmough (Кредит изображения:
http://www.american-buddha.com/astron.extrasolarimageportfolio.htm)

Что известно про пульсар PSR B1257+12? Это быстровращающаяся нейтронная звезда массой 1.4 солнечных и радиусом около 10 км , делающая один оборот за 0.006 сек (или примерно 167 оборотов в секунду). Напряженность его магнитного поля (на поверхности) оценивается в 8.8 108 Гаусс, светимость достигает 1038 эрг/сек или 258 светимостей Солнца.
Пульсар испускает потоки пульсарного ветра – электронов и позитронов, разогнанных до релятивистских скоростей. Как показывают расчеты, при любых разумных допущениях о магнитном поле планет его напряженности не хватает, чтобы сформировать ударную волну и отклонить релятивистские частицы, как это происходит в магнитосферах планет Солнечной системы с частицами солнечного ветра. В системе PSR B1257+12 ч астицы пульсарного ветра сталкиваются непосредственно с поверхностью планет.
Движение в быстро вращающемся магнитном поле пульсара наводит в теле планет огромную разность потенциалов и мощные электрические токи, нагревающие поверхность планет до 10 тысяч градусов. Оценка мощности диссипации электрической энергии составляет 2.5·1021, 2.5·1022 и 1.4·1022 Вт для внутренней, средней и внешней планеты, соответственно. Даже если пренебречь этими токами и оценить температуру «подзвездной» точки, для абсолютно черно тела она окажется близка к 5300К.

Итак, планеты пульсара нагреты до температур, превышающих температуры кипения всех известных веществ. По всей видимости, эти планеты представляют собой раскаленные кипящие капли из тяжелых металлов, окутанные плотной атмосферой из металлических паров.

Информация получена: http://phy.cuhk.edu.hk/opus/comments_2011/hckrep.pdf

 

 

22 ноября 2012
Две планеты у красных гигантов HD 208527 и HD 220074
прямая ссылка на эту новость

Южнокорейские астрономы уже больше 10 лет измеряют лучевые скорости трех сотен ярких желтых, оранжевых и красных гигантов с целью изучения планетных систем у проэволюционировавших звезд промежуточной массы. Наблюдения ведутся на обсерватории Похёнсан с помощью спектрографа BOES , точность единичного замера составляет ~7 м/сек.

9 ноября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у звезд HD 208527 и HD 220074. Обе звезды являются красными гигантами спектральных классов M1 III и M2 III с радиусами около 50 солнечных, удаленными от нас примерно на 300 пк. Масса HD 208527 оценивается в 1.6 ± 0.4 солнечных масс, а HD 220074 – в 1.2 ± 0.3 солнечных масс.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 208527 b составляет 9.9 ± 1.7 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 2.1 ± 0.2 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ± 0.04, и делает один оборот за 875.5 ± 5.8 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости красного гиганта планета попадает в область горячих планет. Если наклонение ее орбиты i окажется меньше 50°, истинная масса HD 208527 b превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом.
Минимальная масса гиганта HD 220074 b еще выше - 11.1 ± 1.8 масс Юпитера. При наклонении орбиты меньше 59° он оказывается коричневым карликом. Объект вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.6 ± 0.1 а.е., эксцентриситет орбиты – 0.14 ± 0.05, орбитальный период - 672.1 ± 3.7 земных суток. Из-за высокой светимости звезды он также попадает в область горячих планет.

Обе новые планеты укладываются в уже подмеченную закономерность для планетных систем звезд промежуточной массы: они массивны и находятся на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.2051v1.pdf

 

 

20 ноября 2012
MOA-2010-BLG-073L b : массивная планета-гигант рядом с красным карликом
прямая ссылка на эту новость

Коричневыми карликами называются объекты, занимающие промежуточное положение между звездами и планетами-гигантами. С одной стороны, их масса недостаточна для того, чтобы в их недрах шел протон-протонный цикл, обеспечивающий энерговыделение Солнца и большинства звезд, с другой – температуры и давления в их недрах все-таки хватает для термоядерного горения дейтерия – тяжелого изотопа водорода (этим коричневые карлики отличаются от планет-гигантов). Звезды образуются в плотных холодных ядрах молекулярных облаков путем гравитационной неустойчивости, планеты – в протопланетных дисках молодых звезд, а коричневые карлики – по обоим этим механизмам, но с низкой эффективностью. Поэтому их количество ниже как количества маломассивных звезд, так и планет (иногда говорят о «пустыне коричневых карликов»).
Для лучшего понимания механизма формирования коричневых карликов и уточнения их функции масс важно изучать физические и орбитальные свойства объектов, лежащих вблизи границы, разделяющей коричневые карлики и планеты-гиганты. Одним из таких объектов стала массивная планета MOA-2010-BLG-073L b, обнаруженная методом микролинзирования.

Событие микролинзирования (рост блеска фоновой звезды) MOA-2010-BLG-073 было замечено 18 марта 2010 года на одном из телескопов, входящих в обзор MOA. Фоновая звезда, имевшая видимую звездную величину +16.5 и, судя по спектру и светимости, являющаяся далеким красным гигантом радиусом 14.7 ± 1.3 радиусов Солнца, начала медленно увеличивать свой блеск. Полностью данное событие микролинзирования (до возвращения видимого блеска звезды к исходному значению) длилось около 2 месяцев.
Вблизи максимума на кривой блеска проявилась особенность протяженностью около 2 суток, говорящая о наличии около звезды-линзы массивной планеты.

Итак, звезда-линза удалена от нас на 2.8 ± 0.4 кпк. Ее масса оценивается в 0.16 ± 0.03 солнечных масс, отношение масс планеты и звезды составило 0.0654 ± 0.0006, что приводит к массе планеты 11 ± 2 масс Юпитера. В момент наблюдения массивная планета была удалена от своей звезды на 1.21 ± 0.16 а.е. (в проекции на небесную сферу).
Такое высокое отношение масс планеты и звезды встречается очень редко и говорит о том, что система сформировалась скорее как легкая двойная звезда, а не как обычная планетная система.

Каков температурный режим MOA-2010-BLG-073L b? Светимость ее родительской звезды неизвестна. По аналогии со звездой GJ 1214, имеющей похожую массу (0.172 массы Солнца), можно грубо оценить ее в 0.36% светимости Солнца, а радиус эффективной земной орбиты - в 0.06 а.е. В этом случае a/Rэф ~ 20, и тепловой режим планеты близок к тепловому режиму Урана. Впрочем, скорее всего, эффективная температура гиганта определяется внутренними источниками энергии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.3782v1.pdf

 

 

19 ноября 2012
Массивный гигант у B9-звезды каппа Андромеды
прямая ссылка на эту новость

Масса родительской звезды (наряду с ее металличностью) является одним из важнейших параметров, определяющих свойства планетной системы. Чем выше масса звезды, тем больше вероятность обнаружить рядом с ней планету-гигант. Методом измерения лучевых скоростей родительских звезд уже обнаружено около 30 планет-гигантов рядом с проэволюционировашими звездами промежуточной массы, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A или ранний F.
Распространяется ли эта зависимость на еще более массивные звезды спектральных классов O и B? С одной стороны, массивные звезды на стадии своего формирования имеют массивные протопланетные диски, с другой – эти диски быстро разрушаются интенсивным ультрафиолетовым и рентгеновским излучением молодой звезды.
В поисках ответа на этот вопрос, ученые сделали серию глубоких снимков ближайших окрестностей молодой звезды спектрального класса B9 IV каппа Андромеды (HD 222439), входящей в состав звездной ассоциации Голубь (Columba). Возраст этой ассоциации (а значит, и возраст входящих в нее звезд) оценивается в 30 +20/-10 млн. лет. Снимки были получены в инфракрасной полосе H вблизи 1.6 мкм, поскольку именно в этом диапазоне ожидается максимум излучения молодых горячих планет.

На расстоянии 1.07 угловых секунд от звезды каппа Андромеды был обнаружен слабый точечный инфракрасный источник, который двигался вместе со звездой, а значит – не был объектом фона, а, напротив, был с ней физически связан. Сравнение звездных величин этого источника в разных инфракрасных полосах позволило довольно точно определить его температуру – она оказалась равной 1680 +30/-20К. С учетом расстояния до звезды – 52 пк – источник оказался удаленным от родительской звезды на 55 а.е. (в проекции на небесную сферу). Примерно такую же яркость и цвет имеют молодые массивные планеты у звезд HR 8799 и бета Живописца.
Сравнение параметров источника с моделями молодых гигантов помогло оценить массу компаньона каппа Андромеды – 12.8 +2/-1 масс Юпитера. Объект лежит почти точно на границе, разделяющей массивные планеты и легкие коричневые карлики.
Масса родительской звезды каппа Андромеды оценивается в 2.4-2.5 солнечных масс. Температура ее фотосферы оценивается одними авторами в 11400 ± 100К, другими – в 10700 ± 300К. Отношение масс планеты и звезды составляет 0.5%. что близко к аналогичной величине (0.4%) для массивных планет у звезд HR 8799 и бета Живописца.
Авторы открытия поискали и другие планеты в окрестностях каппа Андромеды, но ничего не нашли. Во всяком случае, там нет других планет с той же температурой (или горячее), удаленных на расстояние свыше 46 а.е. от звезды. Возможные планеты, расположенные ближе 46 а.е., тонут в лучах яркой молодой звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.3744.pdf

 

 

17 ноября 2012
OGLE-2008-BLG-513/MOA-2008-BLG-401 - скорее всего, двойная звезда
прямая ссылка на эту новость

Группа ученых, анализировавших кривую блеска события микролинзирования OGLE-2008-BLG-513L/MOA-2008-BLG-401 и объявивших об открытии массивной планеты OGLE-2008-BLG-513 b, пересмотрели свое решение. Как оказалось, полученная кривая блеска лучше описывается не массивной планетой рядом с красным карликом, а двойной звездой с отношением масс компонентов ~0.28.
Таким образом, планеты OGLE-2008-BLG-513 b не существует.

Информация получена: http://arxiv.org/abs/1106.4013

 

 

16 ноября 2012
Завершена основная программа миссии Кеплер
прямая ссылка на эту новость

НАСА отмечает важный рубеж в изучении планет, подобных Земле – успешное завершение 3.5-летней основной программы космического телескопа им. Кеплера и начало расширенной миссии, которая продлится 4 года.
Используя данные, полученные Кеплером, астрономы обнаружили более 2300 транзитных кандидатов в планеты и подтвердили планетную природу более ста из них. Стало ясно, что Галактика изобилует планетными системами, и что планеты небольших размеров очень распространены.
К настоящему моменту найдено несколько сотен кандидатов планеты земного размера в обитаемой зоне – области в планетной системе, где на поверхности планеты могла бы существовать жидкая вода. Ни один из этих кандидатов не походит на Землю в точности. Однако теперь, с завершением главной миссии, собрано достаточно данных, чтобы начать находить истинные аналоги Земли – планеты земного типа около звезд, подобных Солнцу, делающих один оборот примерно за один земной год.
– Одно из главных открытий миссии Kepler состоит в том, что, по крайней мере, у одной трети звезд есть планеты, и что число планет в нашей галактике должно исчисляться миллиардами, – сказал Уильям Боруцки, научный руководитель Kepler в Научно-исследовательском центре Эймса НАСА. – Наибольший интерес вызывают планеты – аналоги Земли, и они уже есть в данных, ожидающих анализа. Самые захватывающие результаты Кеплера еще впереди!

Главные результаты, полученные во время основной миссии:

1. В августе 2010 ученые объявили об открытии первой планетной системы, имеющей несколько транзитных планет. Система Kepler-9 дала возможность измерять гравитационное взаимодействие между планетами методом тайминга транзитов (т.е. анализа периодических отклонений времени наступления транзитов, вызванных взаимным гравитационным влиянием планет). Этот метод во многих случаях позволяет астрономам вычислить массу планет, анализируя непосредственно данные Кеплера, не прибегая к последующим наземным измерениям лучевых скоростей родительской звезды.

2. В январе 2011 команда Кеплера объявила об открытии первой бесспорно скалистой планеты вне Солнечной системы. Kepler-10 b, имеющая радиус 1.4 радиусов Земли – самая маленькая подтвержденная планета, у которой измерены и радиус, и масса. В данных, полученных Кеплером, продолжают открывать планеты все меньших и меньших размеров, вплоть до размера Марса, что говорит о том, что маленькие скалистые миры весьма распространены в Галактике.

3. В феврале 2011 ученые объявили об открытии тесной компактной системы с шестью транзитными планетами. У звезды Kepler-11 – шесть планет крупнее Земли, движущихся по круговым орбитам, расположенным ближе к звезде, чем орбита Венера по отношению к Солнцу. Эта и другие тесные компактные многопланетные системы явились для ученых полной неожиданностью – ничего подобного до начала миссии не предполагалось.

4. В сентябре 2011 данные Кеплера подтвердили существование планеты, вращающейся вокруг пары звезд как целого. Открытие Kepler-16 b сделало научным фактом то, что раньше было сферой научной фантастики. Позднее было открыто еще шесть планет, вращающихся вокруг двойных звезд. Стало ясно, что планеты могут сформироваться и сохраниться в окрестностях двойной звезды.

5. В декабре 2011 Кеплер объявил о первой транзитной планете, расположенной в обитаемой зоне. Приблизительно в 2.4 раза больше Земли, Kepler-22 b – самая маленькая планета из тех, что вращаются вокруг солнцеподобной звезды в зоне, пригодной для жизни. Это открытие подтвердило, что мы подбираемся все ближе и ближе к обнаружению планет, подобных нашей собственной.

6. В феврале 2012 команда Кеплера объявила об открытии более чем 1,000 новых транзитных кандидатов в планеты (их общее количество достигло 2,321). Основная тенденция – обнаружение все меньших планет на орбитах со все более длинными орбитальными периодами. Также результаты включают в себя сотни многопланетных систем – звезд с несколькими транзитными кандидатами в планеты.

7. Недавно астрономы-любители, участвующие в проекте «Охотники за планетами», организованном Йельским университетом, сделали свое первое открытие. Совместная работа любителей и профессиональных астрономов привела к открытию планеты, вращающейся вокруг двойной звезды, вокруг которой, в свою очередь, вращается вторая отдаленная пара звезд.

– Щедрость Кеплера на открытия новых планет, многие из которых сильно отличаются от всего, виденного нами ранее, продолжит изумлять. Но, на мой взгляд, самое замечательное открытие миссии – не отдельные планеты, а системы из двух, трех, даже шести планет, плотно упакованных в компактные системы, и, подобно планетам, движущимся вокруг нашего Солнца, вращающиеся почти в одной плоскости, – сказал Jack Lissauer, планетный ученый из Эймса. – Подобно людям, планеты взаимодействуют и могут сильно влиять друг на друга. Что можно сказать об экзопланетах земного размера? Это – вопрос, на который, как я очень надеюсь, Кеплер ответит в ближайшие годы.
В апреле 2012 НАСА объявило о продлении мисси Кеплер до 2016 года. Дополнительное время позволит провести длительный поиск планет, подобных нашей собственной – планет, которые не слишком далеки и не слишком близки к своему солнцу.

Информация получена: http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler_prime_mission.html

 

 

15 ноября 2012
Новый транзитный горячий гигант WASP-71 b
прямая ссылка на эту новость

В Солнечной системе орбиты большинства планет наклонены к солнечному экватору примерно на 7°. Однако многие горячие юпитеры демонстрируют другой, гораздо более резкий наклон. Некоторые из них вращаются вокруг своих звезд по полярным (HAT-P-30 b, WASP-7 b) и даже ретроградным (HAT-P-6 b, HAT-P-14 b) орбитам.
Определить наклон орбиты планеты к оси вращения звезды помогает эффект Мак-Лафлина. Когда транзитная планета, вращающаяся вокруг своей звезды в ту же сторону, что и она сама, вступает на звездный диск, она экранирует часть диска, приближающегося к нам, и средняя лучевая скорость звезды слегка увеличивается (линии в спектре сдвигаются в красную сторону). Сходя с диска, планета, напротив, экранирует часть диска, удаляющегося от нас, и средняя лучевая скорость уменьшается (линии сдвигаются в синюю сторону). В результате на кривой зависимости лучевой скорости звезды от времени появляется характерная особенность, форма и глубина которой позволяет определить наклон орбиты к экватору звезды.
Иногда транзитные планеты демонстрируют аномальный эффект Мак-Лафлина. При аномальном эффекте в начале транзита средняя лучевая скорость звезды не увеличивается, а уменьшается, а в конце, напротив, не уменьшается, а увеличивается. Это говорит о том, что транзитная планета находится на ретроградной орбите – т.е. вращается вокруг своей звезды в направлении, противоположном ее осевому вращению.

13 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья от самого успешного наземного транзитного обзора SuperWASP, посвященная открытию очередного транзитного горячего гиганта WASP-71 b. Масса гиганта оценивается в 2.26 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – в 1.50 ± 0.11 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.83 ± 0.17 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0463 ± 0.0006 а.е. (4.3 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.903675 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 2066 ± 67 К (при условии эффективного переноса тепла с дневного полушария на ночное).
Родительская звезда WASP-71 уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее спектральный класс F8, масса составляет 1.57 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 2.32 ± 0.14 солнечных радиусов. Измерение эффекта Мак-Лафлина позволило определить наклон орбиты гиганта к звездному экватору – он оказался равным 19.8 ± 9.9°.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.3045.pdf

 

 

14 ноября 2012
Массивный гигант у красного гиганта HD 66141
прямая ссылка на эту новость

Корейские астрономы из обсерватории Похёнсан (Bohyunsan Optical Astronomy Observatory) уже более 13 лет измеряют лучевые скорости 55 красных гигантов спектрального класса К. Их основная задача – изучить планетные системы у звезд промежуточной массы, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A . Прямой поиск планет у A -звезд практически невозможен из-за отсутствия в их спектрах узких линий поглощения. Однако после схода A -звезд с главной последовательности их радиус увеличивается, температура фотосферы и скорость вращения падают, и в спектре появляются многочисленные узкие линии, позволяющие измерить лучевые скорости с требуемой точностью. На данный момент известно около трех десятков планет, вращающихся вокруг звезд красных гигантов.
Среди K -гигантов промежуточной массы в выборке корейских астрономов попадаются и сильно проэволюционировавшие звезды солнечного типа. Так, 9 ноября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты у звезды HD 66141. Масса звезды составляет 1.1 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 22 солнечных радиусов, а светимость – 174 солнечных светимостей. Когда-нибудь таким станет и наше Солнце.
С декабря 2003 года по январь 2011 года было сделано 54 замера лучевой скорости HD 66141 с точностью от 6 до 12 м/сек.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 66141 b – 6.0 ± 0.3 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.2 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.03, и делает один оборот за 480.5 ± 0.5 земных суток. Несмотря на довольно широкую орбиту, из-за высокой светимости родительской звезды он попадает в область горячих планет. Если наклонение его орбиты i окажется меньше 27.5 градусов, истинная масса объекта превысит 13 масс Юпитера, и HD 66141 b окажется не планетой, а коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.2054v1.pdf

 

 

12 ноября 2012
В системе HD 40307 – шесть планет?
прямая ссылка на эту новость

7 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива ученых во главе с финским астрономом Микко Туоми (Mikko Tuomi), посвященная анализу колебаний лучевой скорости близкого оранжевого карлика HD 40307. Всего было учтено 345 замеров лучевой скорости этой звезды, полученных с помощью спектрографа HARPS за 135 индивидуальных ночей. Точность единичного замера составила 0.8 м/сек. Кроме подтверждения уже известных планет (в 2008 году рядом со звездой HD 40307 были обнаружены три суперземли), авторы статьи объявили об открытии еще трех дополнительных планет, из которых самая дальняя вращается в обитаемой зоне.

Звезда HD 40307 удалена от нас на 12.83 ± 0.09 пк. Ее спектральный класс K2 V, масса составляет 0.77 ± 0.05 солнечных масс, светимость близка к 23% светимости Солнца, возраст оценивается в 4.5 млрд. лет. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
В 2008 году рядом с HD 40307 были обнаружены горячая суперземля HD 40307 b с минимальной массой 4.2 масс Земли на 4.3-суточной орбите, очень теплая суперземля HD 40307 c с минимальной массой 6.9 масс Земли на 9.6-суточной орбите, и очень теплый нептун HD 40307 d с минимальной массой 9.5 масс Земли на 20.4-суточной орбите. Все три планеты были плотно упакованы внутри орбиты Меркурия и нагреты до высоких температур. Система HD 40307 оказалась первой компактной системой из маломассивных планет на близких к круговым орбитах, впоследствии множество таких систем было обнаружено космическим телескопом им. Кеплера.
Наблюдения за звездой продолжились и после 2008 года. Низкий уровень хромосферной активности (вообще свойственный ранним К-звездам) позволил измерять ее лучевую скорость с точностью лучше 1 м/сек. Проанализировав новые данные, Микко Туоми с коллегами обнаружил на периодиограмме еще четыре пика, три из которых соответствуют небольшим планетам, а четвертый – хромосферной активности самой звезды. Все три новые планеты имеют более широкие орбиты, чем уже известные.
Минимальная масса (параметр m sin i) HD 40307 e – 3.5 ± 1.4 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e ~ 0.06) на среднем расстоянии 0.1886 а.е. и делает один оборот за 34.6 суток. Температурный режим этой планеты оказывается очень близким к температурному режиму Меркурия.
Минимальная масса HD 40307 f – 5.2 ± 1.5 масс Земли. Орбита этой планеты близка к круговой (эксцентриситет ~0.03), орбитальный период – 51.76 ± 0.46 земных суток. Температурный режим пятой планеты близок к температурному режиму Венеры.
Наконец, орбита легкого нептуна HD 40307 g пролегает по обитаемой зоне. Минимальная масса этой планеты – 7.1 ± 2.6 масс Земли, большая полуось орбиты составляет 0.6 а.е., эксцентриситет пока определен с большой погрешностью: 0.22 ± 0.22. Во многих средствах массовой информации эта планета была представлена как потенциально обитаемая, но для такого вывода нет никаких оснований. HD 40307 g – явный легкий (а может, и не слишком легкий) нептун с протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Открытие новых планет в системе HD 40307 нуждается в независимом подтверждении. Вероятность ложного открытия остается еще довольно высокой (на уровне ~1%).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.1617v1.pdf

 

 

9 ноября 2012
Новый транзитный горячий гигант у F-звезды
прямая ссылка на эту новость

Обзор KELT начал свою работу в 2006 году на обсерватории имени Ирвина Винера в Аризоне (Irvin M. Winer Memorial Mobile Observatory). Он основан на наблюдениях с помощью маленького автоматического телескопа, который может находиться в широкоугольном или узкоугольном наблюдательном режимах. В широкоугольном режиме апертура линзы составляет всего 42(!) мм, в этом случае камера формирует изображение участка неба размером 26х26 градусов с разрешением 23 угловых секунды на пиксель. В узкоугольном режиме апертура линзы составляет 71 мм, наблюдается участок небесной сферы размером 10.8х10.8 градусов, а разрешение увеличивается до 9.5 угловых секунд на пиксель. Обзор рассчитан на поиск транзитов у сравнительно ярких звезд северного неба (8-10 видимой звездной величины со склонениями от +19 до +45 градусов). Им уже обнаружен транзитный коричневый карлик KELT-1 b массой 27 масс Юпитера и горячий юпитер KELT-2 b.

KELT-3 (BD+41 2024, TYC 2996-683-1) - слегка проэволюционировавшая звезда позднего F спектрального класса. Ее масса составляет 1.28 ± 0.06 солнечных масс, радиус - 1.48 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость близка к 3 солнечных. Возраст звезды оценивается в 3 млрд. лет.
Планета KELT-3 b - типичный горячий гигант. Его масса - 1.46 ± 0.07 масс Юпитера, радиус - 1.36 ± 0.07 радиус Юпитера, что приводит к средней плотности 0.72 +0.11/-0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической (возможно, круговой) орбите на расстоянии 0.0412 ± 0.0007 а.е. (~6 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.70339 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1820 ± 36К.
Относительная яркость родительской звезды (ее видимая звездная величина достигает +9.8) дает возможность в ближайшем будущем детально изучить эту планету спектральными методами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.1031.pdf

 

 

7 ноября 2012
Четыре новых транзитных гиганта от SuperWASP
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры позволяют обнаруживать внесолнечные планеты сравнительно легко и дешево (в сравнении со стоимостью космических телескопов). К сожалению, подавляющее большинство открытых подобным образом планет оказываются горячими гигантами. Горячими - потому что геометрическая вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и родительской звездой. И гигантами - потому что транзитные сигналы многочисленных небольших планет замываются неспокойной земной атмосферой и остаются незамеченными.

5 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья от обзора SuperWASP, посвященная открытию еще четырех транзитных планет. Все они, конечно, планеты-гиганты, но помимо трех типичных горячих юпитеров в сети обзора попала и относительно прохладная планета с эффективной температурой около 670К (+400°С). Ее родительская звезда WASP-59 - оранжевый карлик спектрального класса K5 V, чья масса составляет 0.72 ± 0.035 солнечных масс, радиус - 0.613 ± 0.044 солнечных радиусов, а светимость близка к 16% от светимости Солнца.
При массе планеты WASP-59 b - 0.863 ± 0.045 масс Юпитера ее радиус составляет всего 0.775 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.39 ± 0.67 г/куб.см. Для газового гиганта это очень высокая средняя плотность. По-видимому, WASP-59 b подобно планете HD 149026 b имеет большое массивное ядро из тяжелых элементов. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.07 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.1 ± 0.04, и делает один оборот за 7.9196 земных суток.

Остальные планеты, представленные 5 ноября, являются типичными горячими гигантами с эффективными температурами 1200-1300К.
WASP-52 b - рыхлый горячий сатурн с массой 0.46 ± 0.02 масс Юпитера, радиусом 1.27 ± 0.03 радиусов Юпитера, средней плотностью 0.29 ± 0.03 г/куб.см и орбитальным периодом всего 1.74978 земных суток. Его родительская звезда - оранжевый карлик спектрального класса K2 V.

WASP-58 b - типичный горячий юпитер массой 0.89 ± 0.07 масс Юпитера, радиусом 1.37 ± 0.20 радиусов Юпитера и средней плотностью 0.45 ± 0.19 г/куб.см (обычной для планет этого типа). Орбитальный период - 5.01718 земных суток, расстояние между планетой и звездой 0.056 а.е., орбита круговая. Родительская звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 2.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. В остальном звезда подобна Солнцу (разве что чуть-чуть легче его).

Наконец, WASP-60 b - еще один горячий гигант с параметрами, промежуточными между параметрами Юпитера и Сатурна. Его масса - 0.514 ± 0.034 масс Юпитера, радиус - 0.86 ± 0.12 радиусов Юпитера, средняя плотность - 1.06 ± 0.4 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.053 а.е. и делает один оборот за 4.305 земных суток. WASP-60 - солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V чуть массивнее и ярче Солнца.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.0810.pdf

 

 

2 ноября 2012
Две планеты-гиганта у затменно-переменной двойной NSVS 1425
прямая ссылка на эту новость

Долгое время считалось, что у двойных звезд формирование планет маловероятно или вовсе невозможно. Однако за последние годы было открыто множество планетных систем у двойных и кратных звезд, причем планеты обнаруживаются как в широких парах, где звезды разделены расстоянием в сотни и тысячи а.е., так и у тесных двойных, где планеты вращаются вокруг пары звезд как целого.
Важным частным случаем таких систем являются очень тесные системы, состоящие из маломассивного красного карлика и яркого очень горячего "звездного огарка" - ядра бывшего красного гиганта. Протяженная атмосфера красного гиганта уже рассеяна как звездным ветром, так и гравитационным взаимодействием с близким звездным компаньоном, и теперь в обнаженном ядре красного гиганта догорает гелий и формируется углеродно-кислородный белый карлик. Обе звезды, яркая белая и тусклая красная, вращаются вокруг общего центра масс по очень тесной орбите с периодом 2-3 часа. Если наклонение этой орбиты к лучу зрения близко к 90 градусам, красный карлик будет регулярно затмевать горячий субкарлик, делая систему затменно-переменной звездой. Регистрируя малые отклонения времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием дополнительных тел в системе, можно оценить их массу и орбитальные параметры.

NSVS 14256825 (далее называемая NSVS 1425) - затменно-переменная двойная, состоящая из горячего субкарлика (температура фотосферы достигает 42 тыс.К!) и маломассивного красного карлика. Суммарная масса обеих звезд оценивается в 0.528 солнечных масс. Они вращаются вокруг барицентра системы по очень тесной орбите и делают один оборот за 2 часа 39 минут (0.110374 земных суток).
Бразильские астрономы наблюдали эту звезду с июля 2010 по август 2012 года. Было сделано 10 точных измерений моментов наступления транзитов, кроме того, бразильцы воспользовались данными, опубликованными другими авторами. Они обнаружили, что моменты наступления транзитов периодически отличаются от предвычисленных, причем амплитуда этих отклонений достигает 20 секунд.
Анализ отклонений показал, что вокруг тесной пары звезд вращаются две планеты гиганта. Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней оценивается в 2.8 ± 0.3 масс Юпитера, орбита почти круговая, расстояние до барицентра системы - 1.9 ± 0.3 а.е., орбитальный период - 1276 ± 77 земных суток (3.5 земных года).
Минимальная масса внешней планеты - 8 ± 0.8 масс Юпитера. Она движется вокруг барицентра системы по эксцентричной орбите с большой полуосью 2.9 ± 0.6 а.е. и эксцентриситетом 0.52 ± 0.06, и делает один оборот за 2506 ± 91 земных суток (почти 7 лет). Перицентр орбиты внешней планеты (1.39 а.е.) лежит внутри орбиты внутренней. Возможно, орбиты планет сильно наклонены друг к другу, а может, внешняя планета на самом деле является суперпозицией двух планет на менее эксцентричных орбитах.
Так это или нет, покажут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.3055v1.pdf

 

 

26 октября 2012
Две планеты-гиганта у звезды HD 4732
прямая ссылка на эту новость

Японские астрономы из обсерватории Окаяма уже много лет измеряют лучевые скорости нескольких десятков красных гигантов и субгигантов с целью поиска и изучения планет у проэволюционировавших звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс). Будучи на главной последовательности, эти звезды имели спектральный класс А. Непосредственный поиск планет методом измерения лучевых скоростей у звезд этого класса практически невозможен из-за отсутствия в их спектрах узких линий поглощения. Однако после схода А-звезд с главной последовательности их радиус увеличивается, температура фотосферы и скорость вращения падают, и в спектре появляются многочисленные узкие линии, позволяющие измерять лучевую скорость этих звезд с приемлемой точностью (несколько метров в секунду).
Звезду HD 4732 авторы открытия наблюдали с августа 2004 по январь 2012 года. Было сделано 48 замеров лучевой скорости на обсерватории Окаяма и 19 - на Англо-Австралийской обсерватории. Точность единичного замера составила 4-5 м/сек.

Итак, HD 4732 - оранжевый субгигант спектрального класса K0. Его масса оценивается в 1.60-1.94 солнечных масс, радиус - в 5.4 ± 0.4 солнечных радиусов, светимость близка к 15.5 светимостей Солнца. Звезда удалена от нас на 56.5 ± 3.2 пк.
Рядом с HD 4732 обнаружены две планеты-гиганта с минимальной массой (параметром m sin i) около 2.4 масс Юпитера. Внутренняя планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.19 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.06, и делает один оборот за 360 ± 1.4 земных суток. Эксцентриситет орбиты внешней планеты несколько больше - 0.23 ± 0.07, большая полуось достигает 4.6 а.е., а орбитальный период - 2732 ± 81 земных суток. Температурный режим внутренней планеты близок к температурному режиму Меркурия, а внешней - к температурному режиму Земли.
Японские астрономы проверили систему HD 4732 на динамическую устойчивость. Как оказалось в результате моделирования, наклон орбит планет к лучу зрения не может быть меньше 5 градусов, а истинные массы планет - больше 28 масс Юпитера (для компланарных орбит), иначе планетная система оказывается неустойчивой.
Новые планеты прекрасно укладываются в закономерность, уже подмеченную для планет звезд промежуточной массы: они массивны и находятся на сравнительно широких орбитах с небольшим эксцентриситетом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.6798v1.pdf

 

 

23 октября 2012
Планета WASP-18 b: низкое альбедо и низкая эффективность теплопереноса
прямая ссылка на эту новость

Насколько равномерно раскалены горячие юпитеры? Ответ на этот вопрос далеко не очевиден. С одной стороны, мощные приливные силы со стороны близкой звезды синхронизируют осевое и орбитальное вращение планет на тесных орбитах, делая их повернутыми к звезде только одной стороной. С другой стороны, быстрые экваториальные течения, скорость которых может достигать несколько километров в секунду, будут сглаживать температурные контрасты. Таким образом, температура ночного полушария горячего юпитера зависит прежде всего от эффективности переноса тепла с дневного, обращенного к звезде полушария, на другую сторону планеты.

За последние годы принималось несколько попыток измерить температурные контрасты в атмосферах горячих юпитеров. В начале 2007 года с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера была измерена температура дневного и ночного полушарий планет HD 209458 b, HD 179949 b и 51 Пегаса b. Все три планеты оказались равномерно раскаленными. С другой стороны, разница температур дневного и ночного полушарий нетранзитного горячего юпитера упсилон Андромеды b составила 1400К! Известны и промежуточные случаи - у транзитного горячего юпитера HD 189733 b средняя температура ночного полушария оказалась равной 973 ± 33К, дневного - 1212 ± 11К, а "горячее пятно" оказалось сильно смещено по долготе относительно подзвездной точки.

20 октября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению кривой блеска звезды WASP-18 с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера на волнах 3.6 и 4.5 мкм. Вокруг этой звезды на расстоянии всего 0.02 а.е. вращается транзитный горячий юпитер WASP-18 b массой 10.5 масс Юпитера и радиусом 1.2 радиусов Юпитера. Планета демонстрирует смену фаз, подобных лунным, и хотя ни в один телескоп звезду и планету не разрешить, эта смена фаз приводит к слабому синусоидальному изменению блеска системы "планета+звезда" с периодом, равным периоду обращения горячего гиганта.
Амплитуда и форма фазовой кривой соответствует очень низкому альбедо планеты WASP-18 b и низкой эффективности переноса тепла с дневного полушария на ночное. Иначе говоря, дневное полушарие этой планеты оказалось накалено до 3110 ± 35K, а ночное относительно прохладно (в то время как при эффективном теплопереносе планета была бы равномерно нагрета до 2411 ± 35К).
Авторы статьи отмечают, что равномерный нагрев (а значит, высокую эффективность теплопереноса с дневного полушария на ночное) демонстрируют лишь относительно прохладные горячие юпитеры (с эффективной температурой порядка 1200К), в то время как очень горячие юпитеры (Tэф ~ 2400К), напротив, имеют большую разницу температур между полушариями, свидетельствующую о низкой эффективности теплопереноса. С чем это связано, пока не ясно.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.5585.pdf

 

 

22 октября 2012
Еще два транзитных горячих гиганта от SuperWASP
прямая ссылка на эту новость

В то время, как космический телескоп им. Кеплера обнаруживает одну необычную транзитную систему за другой, наземные транзитные обзоры продолжают методичное прочесывание неба в поисках горячих юпитеров - практически единственного типа экзопланет, которые можно обнаружить транзитным методом сквозь неспокойную земную атмосферу.
17 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья от самого успешного наземного транзитного обзора SuperWASP, посвященная открытию двух новых планет, получивших названия WASP-64 b и WASP-72 b.

Солнцеподобная звезда WASP-64 удалена от нас на 350 ± 90 пк. Ее масса оценивается в 1.004 ± 0.03 солнечных масс, радиус - в 1.058 ± 0.025 солнечных радиусов, температура фотосферы - 5500 ± 150К.
Масса планеты WASP-64 b составляет 1.27 ± 0.07 масс Юпитера, радиус - 1.27 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ± 0.08 г/куб.см (типичной для горячих юпитеров этой массы). Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет меньше 0.132 с достоверностью 3 сигма) на расстоянии 0.0265 а.е. (5.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 1.57329 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1689 ± 49К.

WASP-72 - слегка проэволюционировавшая звезда позднего F спектрального класса, чья масса составляет 1.33 ± 0.04 масс Солнца, радиус - 1.71 +0.16/-0.09 радиусов Солнца, а светимость близка к 4 солнечным. Планета, вращающаяся вокруг нее, при массе 1.41 ± 0.05 масс Юпитера отличается сравнительно небольшими размерами - всего 1.01 +0.12/-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.81 ± 0.49 г/куб.см. С учетом того, что она расположена на расстоянии всего 0.0366 а.е. (4.6 звездных радиусов) своей звезды и нагрета до температуры 2064 +90/-62К, это необычно высокая плотность. По всей видимости, планета имеет массивное ядро из тяжелых элементов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.4257.pdf

 

 

18 октября 2012
OGLE-2012-BLG-0026L: два гиганта за снеговой линией
прямая ссылка на эту новость

17 октября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов из проекта OGLE EWS (Optical Gravitational Lensing Experiment Early Warning System = Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию с системой быстрого оповещения) об открытии двух холодных планет у звезды галактического балджа OGLE-2012-BLG-0026L. Это вторая многопланетная система, обнаруженная методом микролинзирования, первой была OGLE-2006-109L.
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 и сотни раз!) блеска последней. Анализируя кривую блеска, можно оценить массу звезды-линзы, ее скорость поперек луча зрения и другие параметры. Если же рядом со звездой-линзой есть планеты, их гравитационное поле внесет искажение в итоговую кривую блеска (на характерной симметричной кривой появятся дополнительные пики и провалы).

Событие микролинзирования OGLE-2012-BLG-0026 было впервые зафиксировано 13 февраля 2012 года на 1.3-метровом Варшавском телескопе, расположенном на обсерватории Las Companas в Чили. К наблюдениям сразу же подключилось шесть телескопов, входящих в сеть Microlensing Follow-Up Network (мюFUN). В максимуме блеск звезды-источника усилился в 129 раз!


Кривая блеска OGLE-2012-BLG-0026. Гравитационное влияние двух планет рядом со звездой-линзой исказило симметричную форму кривой, свойственную микролинзированию на одиночном точечном объекте (показана пунктирной линией). Разноцветными точками показаны данные наблюдений, полученные различными телескопами.

Проанализировав полученные данные, астрономы пришли к выводу, что звезда-линза удалена от нас на 4.08 ± 0.30 кпк и имеет массу 0.82 ± 0.13 солнечных масс, т.е. является звездой главной последовательности спектрального класса G или раннего K. Рядом с ней находятся две планеты: тяжелый нептун массой 0.11 ± 0.02 масс Юпитера (35 ± 6.4 масс Земли) и планета-гигант массой 0.68 ± 0.1 масс Юпитера. Проекция на небесную сферу расстояния между нептуном и родительской звездой оценивается в 3.82 ± 0.30 а.е., а между планетой-гигантом и звездой - в 4.63 ± 0.37 а.е. Таким образом, обе планеты оказываются далеко за снеговой линией, расположенной в этой системе на расстоянии 1.8-2.4 а.е. от звезды.

После открытия этой системы количество планет, обнаруженных методом микролинзирования, достигло восемнадцати.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.4265.pdf

 

 

17 октября 2012
Открыта планета земного типа у звезды альфа Центавра B!
прямая ссылка на эту новость

Обнаружение планет с массой порядка массы Земли у солнцеподобных звезд методом измерения лучевых скоростей родительских звезд - исключительно трудная задача. Даже находясь на тесных орбитах, такие планеты будут наводить на свою звезду лучевую скорость меньше метра в секунду. Измерять лучевые скорости звезд с такой точностью способны всего несколько инструментов в мире, и среди них главный - высокоточный спектрограф HARPS, работающий на 3.6-метровом телескопе обсерватории Ла Силла (Чили). Дело осложняется тем, что и звезда, и сам инструмент также являются источниками акустического шума различной природы, на фоне которого очень трудно заметить слабый сигнал от маломассивной планеты.

Тройная звезда Альфа Центавра удалена от нас на 1.34 пк или 4.36 световых лет, это ближайшая к Солнцу звездная система. Она включает в себя три компонента: солнцеподобную звезду альфа Центавра A массой 1.1 солнечных масс и радиусом 1.227 солнечных радиусов, оранжевый карлик альфа Центавра B массой 0.934 ± 0.006 солнечных масс и радиусом 0.865 солнечных радиусов, и тусклый красный карлик альфа Центавра C, еще называемый Проксимой (Ближайшей). Звезды образуют иерархическую тройную звездную систему: компоненты A и B вращаются вокруг общего центра масс по орбите с большой полуосью 23.4 а.е. и эксцентриситетом 0.518, и делают один оборот за 79.9 земных года, а компонент C удален от них на 15000 а.е., и медленно вращается вокруг пары A и B с периодом в несколько миллионов лет.

Женевская группа мониторила звезду альфа Центавра B с февраля 2008 по июль 2011 года. Всего было сделано 459 замеров лучевой скорости, точность единичного измерения составила 0.8 м/сек. Такое большое количество замеров позволило выявить и учесть различные источники шума, такие как звездные колебания (поверхность звезды альфа Центавра B слегка колеблется с периодами короче 5 минут), грануляцию, влияние пятен на среднюю лучевую скорость звезды, долговременную активность, связанную с магнитным полем, и пр. Дело отчасти облегчилось тем, что звезда альфа Центавра B, как и многие другие оранжевые карлики спектральных классов K0 V и K1 V - исключительно тихая и спокойная.
Итак, что же известно про новую планету? Ее минимальная масса (параметр m sin i) составляет всего 1.13 ± 0.09 масс Земли, орбитальный период - 3.2357 ± 0.0008 земных суток, расстояние между планетой и звездой - около 0.04 а.е. Эксцентриситет орбиты был положен равным нулю, хотя усредненные точки не слишком хорошо ложатся на правильную синусоиду. Полуамплитуда лучевой скорости, наведенная планетой на звезду, составила всего 0.51 м/сек.


На диаграмме показаны индивидуальные замеры лучевой скорости звезды (серые точки) и значения лучевых скоростей, усредненные по 1/20 части фазовой кривой (красные точки). Красной линией показано решение для орбиты с нулевым эксцентриситетом.

Насколько вероятны транзиты этой планеты по диску своей звезды? В общем случае вероятность транзита планеты, расположенной на расстоянии 0.04 а.е. (6 млн. км) от альфы Центавра B, близка к 10%. Однако если учесть, что наклонение орбиты звездной пары альфа Центавра A и B к лучу зрения составляет 79.205 ± 0.041 градусов, т.е. система наблюдается практически с ребра, и что плоскость орбиты планеты, скорее всего, мало наклонена к плоскости орбиты обеих звезд, эта вероятность оказывается гораздо выше.

Примечание от 22 октября 2015 года: RV-сигнал, приписанный влиянию планеты, был вызван не вполне корректной обработкой данных. Горячей земли альфа Центавра B b с орбитальным периодом 3.26 земных суток на самом деле не существует.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1241/eso1241a.pdf

 

 

15 октября 2012
Транзитная планета в иерархической 4-кратной звездной системе KIC 4862625
прямая ссылка на эту новость

Обнаружение транзитных планет, вращающихся сразу вокруг пары звезд как целого, представляет собой трудную задачу для автоматического поиска. Математический алгоритм, хорошо справляющийся с обнаружением периодических транзитных сигналов, "пробуксовывает" в ситуации, когда из-за взаимного движения звезд время наступления транзитов сильно меняется. И в этой ситуации на помощь автоматике приходят люди.
В рамках проекта Planet Hunters волонтеры со всего мира изучают кривые блеска 160 тысяч звезд, наблюдаемых Кеплером (для удобства кривые блеска "режутся" на 30-дневные фрагменты и изучаются 5-10 волонтерами независимо друг от друга).
11 мая 2011 года один из волонтеров Киан Джек (Kian Jek) обратил внимание на необычные особенности на кривой блеска затменно-переменной двойной KIC 12644769, впоследствии названной Kepler-16. Так была открыта первая P-система Кеплера (P-системами называют планетные системы, в которых планета вращается вокруг пары звезд как целого). Позже было открыто еще несколько таких систем (Kepler-34, Kepler-35, Kepler-38 и Kepler-47).

Изучая кривую блеска затменно-переменной звезды KIC 4862625, волонтер Роберт Гаглиано (Robert Gagliano) обратил внимание на две транзитоподобные особенности, разделенные периодом 137 суток. 2 марта 2012 года на форуме Planet Hunters он предположил, что перед нами еще одна P-система. К изучению этой системы немедленно подключились другие участники проекта. Проанализировав кривую блеска за 11 кварталов работы Кеплера, они нашли семь транзитов новой планеты.
Как оказалось, затменно-переменная двойная KIC 4862625 состоит из двух компонентов, названных Aa и Ab. Главный компонент (Aa) - звезда главной последовательности спектрального класса F7, чья масса оценивается в 1.528 ± 0.087 солнечных масс, радиус - в 1.734 ± 0.044 солнечных радиусов. Второй компонент - М-карлик массой 0.408 ± 0.024 солнечных масс и радиусом 0.378 ± 0.023 солнечных радиусов. Обе звезды вращаются вокруг общего центра масс по орбите с большой полуосью 0.1744 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.212 ± 0.005, и делают один оборот за 20 суток. Планета вращается вокруг обеих звезд, но проходит по диску только одной из них (главного компонента Aa).


Орбитальная конфигурация системы KIC 4862625. В верхней части рисунка в едином масштабе отображены орбиты звезд Aa+Ab и планеты b. В нижней части рисунка в большем масштабе отображена область, очерченная тонкими вертикальными линиями, как она выглядит при взгляде с Земли. Удаленная пара звезд (Ba+Bb) не показана.

Радиус планеты KIC 4862625 (Aa+Ab) b составляет 6.18 ± 0.17 радиусов Земли, т.е. она обладает размерами, промежуточными между размерами Нептуна и Сатурна. Гигант вращается вокруг барицентра системы по почти круговой орбите с большой полуосью 0.634 ± 0.011 а.е. и эксцентриситетом 0.054 ± 0.008, и делает один оборот за 138.5 ± 0.1 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в зависимости от ее альбедо в 524-613К.
Верхний предел на массу планеты составляет 169 масс Земли (0.53 масс Юпитера). Скорее всего, ее реальная масса в несколько раз меньше.

На этом история не закончилась. Изучая снимки окрестностей звезды KIC 4862625 на телескопе им. Кека, астрономы обнаружили на расстоянии 0.7 угловых секунд от нее еще одну звезду, которая оказалась спектральной двойной. Лучевые скорости барицентров обеих звездных пар оказались очень близки (18.18 ± 0.03 и 19.12 ± 0.49 км/сек), что при взаимном расстоянии ~1000 а.е. говорит о физической связанности этой системы. Вторая звездная пара оказалась состоящей из солнцеподобной звезды спектрального класса G2 V (компонент Ba) и красного карлика спектрального класса M2 V (компонент Bb), разделенных расстоянием 40-60 а.е. Таким образом, новая транзитная планета оказалась частью иерархической 4-кратной звездной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.3612.pdf

 

 

13 октября 2012
Запутанная история с планетами в системе HW Девы
прямая ссылка на эту новость

В конце 2008 года группа корейских астрономов объявила об открытии планеты-гиганта и легкого коричневого карлика у тесной затменно-переменной двойной HW Девы. Открытие было сделано таймингом транзитов - гравитационное влияние массивных планет приводило в небольшим колебаниям времени наступления затмений яркого субкарлика тусклым красным карликом. Минимальные массы планет тогда были оценены в 8.5 и 19.2 масс Юпитера.
В апреле 2012 года была опубликована статья немецких астрономов, которые пересмотрели параметры планет в этой системе и нашли, что минимальные массы объектов, вращающихся вокруг тесной звездной пары HW Девы, составляют 14.3 ± 1.0 и 65 ± 15 масс Юпитера, а их орбитальные периоды - 12.7 ± 0.2 и 55 ± 15 земных лет (таким образом, оба объекта оказывались не планетами, а коричневыми карликами).

Однако в сентябре 2012 года параметры этой системы были снова пересмотрены. 4 сентября в Архиве электронных препринтов появилась работа международной группы астрономов, которая исследовала динамическую устойчивость системы HW Девы. При заданных величинах масс, больших полуосей орит и их эксцентриситетов система оказывалась неустойчивой на временах порядка 100-1000 лет. Авторы статьи провели подробный анализ различных вариантов параметров этой системы с учетом ее устойчивости и предложили свой.
Итак, согласно последним данным, минимальная масса внутренней планеты оказывается равной 12 ± 3 масс Юпитера. Она вращается вокруг барицентра системы по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 4.26 ±
0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.02, и делает один оборот за 4021 ± 64 земных суток (~11 лет).
Минимальная масса внешней планеты - 11 ± 8 масс Юпитера. Гигант (а может, легкий коричневый карлик) вращается вокруг пары звезд по орбите с большой полуосью 6.8 ± 0.3 а.е. и эксцентриситетом 0.61 ± 0.02, и делает один оборот за 7992 ± 551 земных суток (~22 года).
Вполне возможно, что это был не последний пересмотр параметров этой интересной и странной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.3080v1.pdf

 

 

9 октября 2012
Три новых транзитных горячих гиганта от SuperWASP
прямая ссылка на эту новость

9 октября в Архиве электронных препринтов появилась работа большого коллектива авторов, работающих в рамках обзора SuperWASP, об открытии трех новых транзитных планет WASP-54 b, WASP-56 b и WASP-57 b. Закономерно, что все новые планеты являются горячими юпитерами (транзиты планет меньшего размера замываются земной атмосферой и остаются не обнаруженными).

Звезда WASP-54 удалена от нас на 200 ± 30 пк. Ее масса оценивается в 1.213 ± 0.032 солнечных масс, радиус - в 1.83 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно вчетверо превышает солнечную. Звезда отличается пониженным количеством тяжелых элементов - их почти в 1.9 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее спектральный класс F9, а возраст близок к 6-7 млрд. лет.
Масса планеты WASP-54 b составляет 0.636 ± 0.025 масс Юпитера, радиус - 1.653 ± 0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.19 ± 0.03 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0499 а.е. и эксцентриситетом 0.067 ± 0.033, и делает один оборот за 3.69364 земных суток. Авторы открытия оценивают ее эффективную температуру в 1759 ± 46К (в предположении нулевого альбедо).

Солнцеподобная звезда WASP-56, напротив, содержит на 32% процента больше тяжелых элементов, чем наше Солнце. Ее масса оценивается в 1.017 ± 0.024 солнечных масс, радиус - в 1.11 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость всего на несколько процентов превышает солнечную. Система удалена от нас на 255 ± 40 пк.
Планета WASP-56 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0546 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 4.6171 земных суток. Ее масса равна 0.571 ± 0.035 масс Юпитера, радиус - 1.092 ± 0.035 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.583 ± 0.064 г/куб.см - типичной для горячих юпитеров. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 1216 ± 25К.

Наконец, планета WASP-57 b разительно отличается от рыхлого гиганта WASP-54 b своей относительно высокой плотностью. При массе 0.67 ± 0.05 масс Юпитера его радиус оценивается всего в 0.916 ± 0.017 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 1.16 ± 0.1 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0386 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 2.83897 земных суток. Ученые предполагают, что планета имеет массивное ядро из тяжелых элементов, чья масса достигает 50 масс Земли.

До сих пор неясно, почему одни горячие юпитеры имеют размеры, близкие к расчетным, а другие оказываются в полтора-два раза больше. Для объяснения т.н. "аномалии радиуса" привлекаются различные гипотезы: приливный разогрев (если эксцентриситет орбиты планеты отличен от нуля), выделение джоулева тепла при рассеянии глобальных электрических токов, текущих в раскаленной проводящей атмосфере, и т.д. Отрицательную аномалию радиуса (когда реальный радиус горячего гиганта оказывается меньше расчетного для водородно-гелиевой планеты) обычно объясняют наличием плотного ядра из тяжелых элементов. Замечено, что чем горячее родительская звезда, тем большей аномалии радиуса могут достигать вращающиеся вокруг нее горячие юпитеры.


На рисунке показаны аномалии радиуса (т.е. превышение реальных радиусов горячих юпитеров над вычисленным согласно теоретическим моделям водородно-гелиевых планет) некоторых известных транзитных экзопланет в зависимости от температуры фотосферы родительской звезды. Сиреневыми кружками показаны новые планеты, черными - остальные транзитные горячие юпитеры.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.2329v1.pdf

 

 

8 октября 2012
KOI-898: три очень теплых нептуна
прямая ссылка на эту новость

Длинный список транзитных кандидатов Кеплера, чья планетная природа была подтверждена Се Цзивэем методом тайминга транзитов, подошел к концу. Последней планетной системой в этом списке является KOI-898, включающая в себя три небольших очень теплых нептуна.

KOI-898 (KIC 7870390) - оранжевый карлик спектрального класса К, чья масса оценивается в 0.66 солнечных масс, радиус - в 0.61 солнечных радиусов, а температура фотосферы составляет 4648K. Кривая блеска этой звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 5.16982, 9.77051 и 20.08976 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.18, 2.83 и 2.36 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов. Внутренняя планета далека от резонансов, так что ее масса пока остается неизвестной.
Поскольку орбиты внешних планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, метод тайминга позволяет определить только верхние пределы на их массы. Се Цзивэй получил для второй и третьей планет значения верхних пределов в 44.7 ± 19.2 и 14.3 ± 4.1 масс Земли, соответственно. Скорее всего, истинная масса второй планеты в несколько раз меньше своего верхнего предела (поскольку, исходя из амплитуды вариаций времени наступления транзитов, отношение масс внешней и средней планет составляет ~1.11).
Эффективные температуры планет в этой системе команда Кеплера оценивает в 708, 572 и 450К.

Иллюстрация, приведенная ниже, показывает зависимость отношения средних плотностей резонансных пар планет в зависимости от отношения их размеров. Цветными кружками Се Цзивэй обозначил подтвержденные им планетные системы, красными звездочками - другие подтвержденные планеты Кеплера. Судя по графику, средняя плотность планет быстро падает с увеличением их размера (во всяком случае, обычно).


Отношения средних плотностей планет для подтвержденных планетных пар в зависимости от отношения их радиусов (логарифмическая шкала). Пунктирными синими линиями показаны зависимости M ~ R3 и M ~ R2.06

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

7 октября 2012
Возможно, обнаружен транзит протяженной водородной короны гиганта 55 Рака b
прямая ссылка на эту новость

Система 55 Рака удалена от Солнца на 12.3 пк. На сегодняшний день в ней известно 5 планет, обнаруженных методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, из них самая внутренняя, 55 Рака e, регулярно проходит по диску своей звезды, т.е. является транзитной. Поскольку большинство планетных систем являются плоскими, т.е. взаимные наклонения орбит составляют всего несколько градусов, можно предположить, что наклонения орбит остальных планет к лучу зрения также будут достаточно близки к 90 градусам. Исходя из этих соображений, группа французских астрономов решила поискать транзиты второй планеты, очень теплого гиганта 55 Рака b. Причем поискать не в видимом свете, а в резонансной линии атомарного водорода Лайман-альфа (121.6 нм). Они сочли, что даже если сама планета окажется не транзитной (пройдет немного выше или ниже звездного диска), есть шанс обнаружить транзит ее протяженной водородной короны, аналогичной уже обнаруженным коронам горячих гигантов HD 209458 b и HD 189733 b.
7 марта и 5 апреля 2012 года звезду 55 Рака наблюдал космический телескоп им. Хаббла с помощью ультрафиолетового спектрографа STIS. Звезда наблюдалась именно в те моменты, когда планета 55 Рака b проходила перед ее диском на минимальном угловом расстоянии. В результате в линии Лайман-альфа был обнаружен транзит глубиной 7.5 ± 1.8% с достоверностью 4.2 сигма.
Параметры модели, наилучшим образом описывающей полученные данные, представлены на иллюстрации ниже.


Показана транзитная кривая планеты 55 Рака b и модель, описывающая ее наилучшим образом. Прицельный параметр самой планеты - 1.03, т.е. ее центр проходит над звездным диском, захватывая его лишь краешком, при этом планета окружена непрозрачной в линии Лайман-альфа водородной короной (показана серым кружком), простирающейся на расстояние 35% от радиуса полости Роша планеты (показана пунктирной линией).

Насколько реально такое объяснение? По данным Gillon et al. (2012) наклонение орбиты внутренней планеты 55 Рака e составляет 82.5 ± 1.4 градуса. Если предположить, что планета b вращается в той же плоскости, что и планета e, при величине большой полуоси орбиты планеты b, равной 0.11 а.е. (26.2 звездных радиусов), ее прицельный параметр должен находиться в интервале 1.5-5.2 (с достоверностью 3 сигма). Однако если наклонение орбиты планеты 55 Рака e составляет 85.4 ± 2.5 градуса (данные канадского спутника MOST), то ожидаемое значение прицельного параметра для гиганта 55 Рака b составляет 1.0-3.2. Кроме всего прочего, орбиты планет b и e могут быть и слегка наклонены друг к другу.
Авторы открытия призывают другие научные коллективы провести тщательные фотометрические наблюдения предполагаемого скользящего транзита планеты 55 Рака b в видимом свете.

Помимо планеты 55 Рака b, французские астрономы пронаблюдали в линии Лайман-альфа и транзит внутренней планеты 55 Рака e. Ничего обнаружить не удалось, из чего был получен верхний предел на скорость истечения водорода из атмосферы этой суперземли - 3 108 г/сек = 300 т/сек. Возможно, протяженная атмосфера планеты 55 Рака e состоит в основном не из водяного пара, а из углекислого и/или угарного газов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.0531v1.pdf

 

 

5 октября 2012
Первая экзопланета, открытая инфракрасным транзитным обзором WFCAM
прямая ссылка на эту новость

3 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная открытию первой экзопланеты, открытой наземным инфракрасным транзитным обзором WFCAM (Wide Field Camera = Широкоугольная Камера). Ею оказался горячий гигант WTS-1 b, вращающийся вокруг F-звезды.

Обзор WFCAM работает с августа 2007 года. Он основан на наблюдениях неба с помощью широкоугольной инфракрасной камеры, установленной на 3.8-метровом инфракрасном телескопе Великобритании (United Kingdom Infrared Telescope) на горе Мауна-Кеа (Гавайи). Ближний инфракрасный диапазон (наблюдения ведутся в спектральной полосе J, т.е. на волне 1.25 мкм) был специально выбран ради большей чувствительности обзора к транзитам у звезд красных карликов с массой меньше 0.6 солнечных масс.
Однако первая планета, "пойманная" обзором, вращается отнюдь не вокруг красного карлика. Родительская звезда WTS-1 имеет спектральный класс F, массу 1.2 ± 0.1 солнечных масс, радиус 1.15 +0.10/-0.12 солнечных радиусов и температуру фотосферы 6250 ± 200 K. Система удалена от нас на 3200 +900/-400 пк. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 0.6-4.5 млрд. лет.
Истинная масса планеты WTS-1 b составляет 4.01 ± 0.35 масс Юпитера, радиус - 1.49 +0.16/-0.18 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.61 ± 0.56 г/куб.см и второй космической скорости около 98 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет меньше 0.1) на расстоянии 0.047 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 3.35206 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) оценивается авторами открытия в 1500 ± 100К.
Для своей массы радиус WTS-1 b оказывается довольно велик (но не уникально велик). Авторы сравнили его с радиусами других горячих Юпитеров, чья масса лежит в диапазоне 3-5 масс Юпитера и нашли, что он согласуется с относительной молодостью планеты.


Транзитные горячие юпитеры массой 3-5 масс Юпитера на плоскости Масса - Радиус. Пунктирными синими линиями показаны линии равной плотности (в единицах средней плотности Юпитера, равной 1.33 г/куб.см). Зеленые пунктирные линии показывают линии одинакового возраста согласно расчетам Fortney et al. (2007)

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.1217.pdf

 

 

4 октября 2012
Четырехпланетная система KOI-880
прямая ссылка на эту новость

Длинный список транзитных кандидатов Кеплера, чья планетная природа была подтверждена канадским астрономом Се Цзивэем методом тайминга транзитов, постепенно подходит к концу. Среди разнообразных планетных систем, отличающихся то сложными цепочками орбитальных резонансов, то необычными свойствами самих планет, система KOI-880 ничем особым не выделяется. Она включает в себя горячую суперземлю на очень тесной орбите и три нептуна, два из которых связаны орбитальным резонансом 2:1.

KOI-880 (KIC 7366258) - солнцеподобная звезда спектрального класса G, чья масса оценивается в 0.93 солнечных масс, радиус - в 0.91 солнечных радиусов, а температура фотосферы составляет 5512K. Кривая блеска этой звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 2.38296, 5.90221, 26.44288 и 51.53005 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.42, 2.34, 4.00 и 5.35 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов. Внутренние планеты далеки от резонансов, так что их массы пока остаются неизвестными.
Поскольку орбиты внешних планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, метод тайминга позволяет определить только верхние пределы на их массы. Се Цзивэй получил для третьей и четвертой планеты значения верхних пределов в 50.9 ± 18.3 и 17.4 ± 4.9 масс Земли, соответственно. Скорее всего, истинная масса третьей планеты в несколько раз меньше своего верхнего предела (исходя из амплитуды вариаций времени наступления транзитов, отношение масс четвертой и третьей планет составляет ~0.82), т.е. перед нами два типичных нептуна.
Эффективные температуры планет в этой системе команда Кеплера оценивает в 1256, 930, 564 и 451К. Таким образом, тепловой режим самой внешней планеты оказывается близок к тепловому режиму Меркурия, остальные нагреты еще сильнее.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

3 октября 2012
Двухпланетная система KOI-877
прямая ссылка на эту новость

Среди транзитных кандидатов Кеплера, чья планетная природа была подтверждена Се Цзивэем методом тайминга транзитов, есть и система из двух небольших планет KOI-877. По своим размерам эти планеты попадают в диапазон нептунов, но по массе, по крайней мере, одна из них - планета земного типа. По всей видимости, здесь мы снова встречаемся с необычным типом легких, но очень рыхлых планет, с которыми впервые столкнулись в системе Kepler-11.
KOI-877 (KIC 6541920) - оранжевый карлик, чья масса оценивается в 0.63 солнечных масс, радиус - в 0.59 солнечных радиусов, а температура фотосферы составляет ~4500K. Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.95488 и 12.03997 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.42 и 2.37 радиусов Земли. Планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить методом тайминга транзитов. Поскольку орбиты планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, методом тайминга возможно определить только верхние пределы на их массы. Се Цзивэй получил для внутренней и внешней планеты значения верхних пределов в 21.4 ± 5.4 и 4 ± 1 масс Земли, соответственно. Скорее всего, истинная масса внутренней планеты в несколько раз меньше своего верхнего предела (исходя из амплитуды вариаций времени наступления транзитов, отношение масс внешней и внутренней планет составляет ~0.57).
Эффективные температуры обеих планет команда Кеплера оценивает в 646 и 513К.
Даже если истинная масса внешней планеты близка к своему верхнему пределу (~5 масс Земли), ее средняя плотность не превышает 2 г/куб.см, а скорее всего, еще в пару раз меньше. Эта планета или содержит значительную долю льдов в своем составе, или обладает протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Будущие исследования помогут прояснить этот вопрос.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

2 октября 2012
Титан и железо в старых звездах: раннее образование планет земного типа
прямая ссылка на эту новость

Хорошо известно, что распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью родительских звезд: чем выше металличность звезды, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант. У звезд с металличностью [Fe/H] < -0.5 планеты-гиганты почти не встречаются. Однако на менее массивные планеты эта зависимость не распространяется: нептуны и суперземли встречаются и у достаточно бедных железом звезд.
27 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, посвященная анализу химического состава звезд, бедных железом, рядом с которыми, тем не менее, были обнаружены внесолнечные планеты. Авторы рассмотрели 87 звезд из каталога Кеплера, имеющих 146 транзитных кандидатов в планеты, а также 1111 звезд, исследованных с помощью спектрографа HARPS методом измерения лучевых скоростей. Анализировался химический состав звезд с металличностью (точнее, с содержанием железа [Fe/H]), лежащей в интервале от -0.65 до -0.3. Это означает, что они содержат в 2-4.5 раз меньше железа, чем наше Солнце.
Как оказалось, многие из исследованных звезд богаты титаном, кальцием и хромом (и, как полагают авторы статьи, также и другими альфа-элементами, например, магнием и кремнием). Отношение содержания в этих звездах титана к железу типично для звезд толстого диска. Измеренная авторами статьи распространенность планет у звезд толстого диска (бедных железом, но богатых альфа-элементами) составляет 12.3 ± 4.1%, в то время как у звезд тонкого диска, бедных и железом, и титаном, эта доля падает до 2.2 ± 1.3%.
Кстати, все 6 транзитных кандидатов Кеплера, обнаруженных у низкометалличных (точнее, с низким содержанием железа) звезд выборки, имеют радиусы меньше 4 радиусов Земли.
О чем это говорит? Старые звезды толстого диска, бедные железом, оказались, тем не менее, относительно богаты альфа-элементами (т.е. элементами, ядра которых можно представить состоящими из совокупности альфа-частиц, т.е. ядер гелия). Титан, кальций, кремний, магний и кислород легко конденсируются в силикатные пылинки, а те - в планеты земного типа. По всей видимости, образование небольших планет началось в нашей Галактике очень давно - одновременно с формированием толстого диска.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1209.6272v1.pdf

 

 

24 сентября 2012
Планет-планетное затмение в четырехпланетной транзитной системе KOI-94
прямая ссылка на эту новость

Группа японских астрономов, работающих на 8.2-метровом телескопе Субару, измерила наклонение орбиты очень теплого гиганта KOI-94.01 к экватору звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина, а также зафиксировала частичное затмение планет KOI-94.01 и KOI-94.03 друг другом в момент прохода их обеих по диску своей звезды. Это наблюдение позволило определить взаимное наклонение орбит KOI-94.01 и KOI-94.03 - оно оказалось равным 1.15 ± 0.55 градусов. Наклон орбиты гиганта KOI-94.01 к экватору звезды японские астрономы оценили в -7 ± 12 градусов. Транзитная система KOI-94 оказалась невозмущенной и плоской, с орбитами планет, лежащими в экваториальной плоскости родительской звезды.

Звезда KOI-94 (KIC 6462863) несколько больше и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.25 ± 0.04 солнечных масс, радиус - в 1.24 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 6116 ± 30К, возраст системы - 3.9 ± 0.3 млрд. лет. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.2), его можно грубо оценить в 420 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.74325 ± 0.00003, 10.42371 ± 0.00003, 22.34300 ± 0.00001 и 54.31993 ± 0.00012 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.41, 3.43, 9.25 и 5.48 радиусов Земли.
10 августа 2012 года японские астрономы пронаблюдали на телескопе Субару с помощью спектрографа HDS полный транзит третьей планеты - очень теплого сатурна KOI-94.01. Из-за достаточно широкой орбиты (ее большая полуось оценивается в 0.165 а.е.) транзит длился 6.7 часов. С помощью эффекта Мак-Лафлина японцы измерили проекцию на небесную сферу угла между осью орбиты планеты и осью вращения звезды, а также оценили массу KOI-94.01. Масса планеты оказалась равной 0.23 масс Юпитера.
Во время транзита KOI-94.01 на кривой блеска звезды появилась особенность, вызванная одновременным транзитом по диску звезды и четвертой планеты, очень теплого нептуна KOI-94.03. Мало того, в какой-то момент обе планеты частично затмили друг друга, что привело к появлению на кривой блеска небольшого "пичка" на плоском транзитном дне кривой блеска! Это "затмение" и позволило оценить взаимный наклон орбит обеих планет.
Система KOI-94 (как и Kepler-30) подтверждает широкую распространенность плоских планетных систем, мало наклоненных к экватору своей звезды.


Кривая блеска звезды KOI-94 демонстрирует как признаки транзита обеих планет KOI-94.01 и KOI-94.03, так и их взаимное затмение.


Схема (без соблюдения масштаба) показывает угол между плоскостями орбитами планет KOI-94.01 и KOI-94.03, Этот угол оценивается в 1.15 ± 0.55 градусов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1209.4362v1.pdf

 

 

22 сентября 2012
Четырехпланетная система KOI-869
прямая ссылка на эту новость

Среди транзитных систем Кеплера, рассмотренных Се Цзивэем, красотой и гармоничностью выделяется четырехпланетная система KOI-869. Она включает в себя горячую суперземлю и три нептуна близких размеров.

KOI-869 (KIC 6948054) - поздний желтый или ранний оранжевый карлик, чья масса оценивается в 0.79 солнечных масс, радиус - в 0.82 солнечных радиуса, а температура фотосферы - в 5085К. Кривая блеска звезды демонстрирует 4 транзитных сигнала с периодами 3.21979, 7.49019, 17.46068 и 36.27834 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.69, 3.06, 2.86 и 3.08 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов, массы внутренних планет пока остаются неизвестными.
Поскольку орбиты внешних планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, Се Цзивэй смог получить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу третьей планеты составляет 295 ± 59 масс Земли или 0.928 ± 0.186 масс Юпитера, а верхний предел на массу четвертой - 21.4 ± 7.7 масс Земли. Се Цзивэй отмечает, что истинная масса третьей планеты, скорее всего, гораздо ниже своего верхнего предела (так, уже при эксцентриситете орбиты ~0.039 масса планеты уменьшается до 75 масс Земли, а при эксцентриситете ~0.1 - до 34 масс Земли). Будущие наблюдения помогут прояснить этот вопрос.
Все планеты системы KOI-869 оказываются горячее Меркурия. Их эффективные температуры группа Кеплера оценивает в 1016, 768, 582 и 455К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

21 сентября 2012
Обнаружен звездный компаньон у звезды-хозяйки ретроградного горячего гиганта HAT-P-7 b
прямая ссылка на эту новость

Примерно треть транзитных горячих гигантов вращаются вокруг своих звезд по орбитам, резко наклоненным к экватору своей звезды. Некоторые из них находятся на полярных и даже ретроградных орбитах. Такие орбиты невозможно объяснить за счет одной только миграции планеты в протопланетном диске. Для их объяснения привлекают гипотезы планет-планетного рассеяния или эффект Козаи - т.е. постепенное изменение наклонения и эксцентриситета орбиты более легкой планеты за счет гравитационного взаимодействия с массивным небесным телом (коричневым карликом или второй звездой) на более широкой орбите.
Однако далеко не все ретроградные горячие юпитеры вращаются вокруг звезд, входящих в двойные системы. Ну, или, по крайней мере, далеко не у всех звезд, имеющих планеты на резко наклонных орбитах, обнаружены звездные компаньоны. Может быть, это потому, что плохо искали?

20 сентября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива астрономов, посвященная поиску звездных компаньонов у звезды HAT-P-7, рядом с которой вращается транзитный горячий гигант HAT-P-7 b. Наклонение орбиты HAT-P-7 b, измеренное с помощью эффекта Мак-Лафлина, превышает 86 градусов, т.е. она является ретроградной или полярной. Японские астрономы делали глубокие снимки ближайших окрестностей HAT-P-7 с помощью 8.2-метрового телескопа Субару с интервалом в 2 года. В 2010 году на этих снимках были обнаружены две слабые звезды, которые могли бы быть спутниками HAT-P-7. В 2012 году выяснилось, что одна из этих звезд явно является звездой фона, зато вторая - тусклый красный карлик спектрального класса M5.5 V - имеет то же собственное движение, что и HAT-P-7, и расположена от нас примерно на том же расстоянии. При угловом расстоянии в 3.9 угловых секунд и удаленности в 320 +50/-40 пк звезды разделяет линейное расстояние 1240 +190/-160 а.е. (в проекции на небесную сферу).
Может ли гравитационное взаимодействие со звездным компаньоном HAT-P-7 объяснить резко наклонную орбиту HAT-P-7 b? Японские астрономы считают, что вполне - во всяком случае, характерное время изменения элементов орбиты горячего юпитера за счет эффекта Козаи оказывается сравнимым с возрастом системы (2.14 ± 0.26 млрд. лет).
Кроме того, методом измерения лучевых скоростей родительской звезды было подтверждено наличие второй (нетранзитной) планеты в этой системе с периодом больше 10 лет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1209.4422v1.pdf

 

 

20 сентября 2012
Пятипланетная система KOI-1589
прямая ссылка на эту новость

Среди транзитных кандидатов Кеплера, изученных канадским астрономом китайского происхождения Се Цзивэем, обращает на себя внимание пятипланетная система у солнцеподобной звезды KOI-1589. Вторая и третья планеты этой системы близки к орбитальному резонансу 3:2 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов. Поскольку орбиты обеих планет близки к круговым, метод тайминга позволяет определить их истинные массы (а не верхние пределы, как в случае ненулевых эксцентриситетов). Массы остальных трех планет пока остаются неизвестными.
Звезда KOI-1589 (KIC 5301750) очень похожа на наше Солнце. Ее масса оценивается в 0.96 солнечных масс, радиус - в 0.99 солнечных радиусов, температура фотосферы отличается от солнечной всего на несколько градусов. Кривая блеска этой звезды демонстрирует пять транзитных сигналов с периодами 4.22454, 8.72574, 12.88249, 27.4348 и 44.54625 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.27, 2.23, 2.36, 2.41 и 1.96 радиусов Земли. Первая и вторая планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, а вторая и третья - к орбитальному резонансу 3:2, остальные планеты далеки от резонансов. Измерение колебаний времени наступления транзитов второй и третьей планеты, сделанное Се Цзивэем, позволило оценить массы этих планет в 17.6 и 16.5 масс Земли. Если этот результат подтвердится, обе планеты - несмотря на то, что по массе и размерам они формально попадают в категорию нептунов - окажутся массивными планетами земного типа (средняя плотность ~8.8 и ~7 г/куб.см).
Гравитационное влияние первой планеты на вторую измерить не удалось из-за незначительной величины ожидаемого эффекта - это задача для будущих исследователей.
Все пять планет системы KOI-1589 оказываются нагретыми до высоких температур. Команда Кеплера оценивает их эффективные температуры в 1127, 880, 774, 601 и 511К, т.е. все они оказываются горячее Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

19 сентября 2012
Kepler-60: три нептуна на очень близких орбитах
прямая ссылка на эту новость

Одной из самых причудливых в динамическом отношении систем, представленных командой Кеплера, является система из трех горячих нептунов Kepler-60. Три почти одинаковых по размерам планеты расположены в ней на очень близких орбитах, причем их периоды оказались связаны цепочкой орбитальных резонансов высокого порядка 20:15:12. Орбиты двух внутренних планет разделяет расстояние не больше 0.012 а.е. = 1.8 млн. км, так что во время максимального сближения размеры планет в небе друг друга более чем в 2 раза превышают видимый размер Луны в земном небе.

Kepler-60 (KOI-2086, KIC 6768394) - слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0. Ее масса оценивается в 1.11 солнечных масс, радиус - в 1.5 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 5915К. Кривая блеска этой звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 7.13162, 8.91935 и 11.90162 земных суток, и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.28, 2.47 и 2.55 радиусов Земли. Все они попадают в область горячих планет: команда Кеплера оценивает их эффективные температуры в 1166, 1082 и 985К.
Условие динамической устойчивости системы накладывает довольно сильные ограничения на массы входящих в нее планет. Боруцки с коллегами оценил верхние пределы масс в 0.25, 0.56 и 0.68 масс Юпитера.
Планетные системы, подобные Kepler-60, снова демонстрируют нам удивительное разнообразие планетных систем во вселенной.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

18 сентября 2012
Две двухпланетные системы Kepler-58 и Kepler-59
прямая ссылка на эту новость

Список планетных систем, представленных группой Кеплера 20 августа, потихоньку подходит к концу. Среди оставшихся систем две весьма напоминают друг друга - они расположены у солнцеподобных звезд, чья светимость на ~10% выше светимости Солнца, и включают в себя по две планеты, одна из которых является горячей, а вторая - очень теплой. Верхние пределы на массы планет в одной из систем (Kepler-58) получены таймингом транзитов, в другой (Kepler-59) - анализом динамической устойчивости планетной системы.
Итак, Kepler-58 (KOI-1336, KIC 4077526) - солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V или G1 V. Ее масса оценивается в 0.95 солнечных масс, радиус - в 1.03 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 5843К. Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 10.2185 и 15.57416 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.78 и 2.86 радиусов Земли. Планеты очень близки к орбитальному резонансу 3:2 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было оценить методом тайминга транзитов. Поскольку орбиты обеих планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, и группа Кеплера, и Се Цзивэй получили только верхние пределы на их массы.
Согласно расчетам Боруцки с коллегами, эти верхние пределы составляют 27.4 ± 8.1 масс Земли и 41 ± 12 масс Земли для внутренней и внешней планеты, соответственно. Се Цзивэй получил немного другие значения: 23.9 ± 6.7 и 26.4 ± 9.2 масс Земли (что в пределах погрешностей совпадает с величинами, полученными группой Кеплера). Обе планеты нагреты до высоких температур, оценивающихся в 868 и 753К.
Kepler-59 (KOI-1529, KIC 9821454) - еще одна солнцеподобная звезда позднего F или раннего G класса. Ее масса оценивается в 1.04 масс Солнца, радиус - в 0.94 радиусов Солнца, температура фотосферы составляет 6074К. Кривая блеска звезды также демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 11.86817 и 17.98012 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.10 и 1.98 радиусов Земли. Обе планеты в этой системе, как и в системе Kepler-58, очень близки к орбитальному резонансу 3:2.
К сожалению, верхние пределы на массы планет в этой системе были получены группой Кеплера только из анализа динамической устойчивости системы - и они очень сильно завышены. Так, верхний предел на массу внутренней планеты Боруцки и Ко оценивают в 2.05, а внешней - в 1.37 масс Юпитера. Скорее всего, реальные массы этих планет на пару порядков меньше. Обе планеты нагреты до высоких температур - 811 и 706К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt
http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf

 

 

17 сентября 2012
Kepler-57: суперземля и легкий нептун
прямая ссылка на эту новость

Среди многопланетных систем Кеплера, рассмотренных как группой Боруцки, так и Се Цзивэем, оказалась и двухпланетная система Kepler-57 (KOI-1270). Не отличаясь ни особой населенностью, ни близостью параметров планет к земным, она, тем не менее, интересна достаточно жесткими верхними пределами на массы планет, полученными методом тайминга транзитов.

Звезда Kepler-57 - поздний желтый или ранний оранжевый карлик, чья масса оценивается в 0.83 масс Солнца, радиус - в 0.73 радиусов Солнца, а температура фотосферы составляет 5145К. Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.72932 и 11.60926 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.19 и 1.55 радиусов Земли. Планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было оценить с помощью тайминга транзитов. Поскольку орбиты планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, тайминг позволяет определить лишь верхние пределы на их массы.
Согласно Боруцки с коллегами, верхний предел на массу внутренней планеты составляет 100 ± 15 земных масс, а внешней - 5.4 ± 3.7 земных масс. Се Цзивэй дает немного другие верхние пределы - 33 и 6 земных масс. Скорее всего, массы обеих планет заметно ниже своего верхнего предела.
Эффективные температуры обеих планет группа Кеплера оценивает в 797 и 631К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt
http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf

 

 

16 сентября 2012
Kepler-56: транзитная система красного субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Составляя список целей для своего космического телескопа, научная группа Кеплера сосредоточила свое внимание на солнцеподобных звездах - т.е. звездах главной последовательности спектральных классов от позднего F до раннего K. Из почти 160 тысяч звезд, наблюдаемых телескопом, подавляющее большинство являются солнцеподобными. Однако нет правил без исключений: среди 2800 транзитных кандидатов Кеплера есть и планетные системы звезд-субгигантов - уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Одной из таких систем является Kepler-56.
Kepler-56 (KOI-1241, KIC 6448890) - оранжевый субгигант спектрального класса K. Его масса оценивается в 1.37 солнечных масс, радиус достигает 3.14 радиусов Солнца. Это самая крупная звезда, рядом с которой были обнаружены транзитные планеты. Она достаточно яркая (видимая звездная величина +12.44), чтобы ее лучевые скорости могли быть измерены Северным HARPS`ом - во всяком случае, Kepler-56 включена в программу наблюдений этого телескопа.
Кривая блеска Kepler-56 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 10.50343 и 21.40505 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.84 и 7.85 радиусов Земли. Несмотря на достаточно широкие (для транзитных планет) орбиты с большими полуосями 0.104 и 0.167 а.е., из-за высокой светимости звезды обе планеты попадают в диапазон горячих планет: их эффективные температуры группа Кеплера оценивает в 1196 и 944К.
Обе планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их планетную природу можно было подтвердить с помощью тайминга транзитов. Также группа Кеплера получила верхние пределы на их массы, исходя из условия динамической устойчивости этой системы - 5.12 и 12.18 масс Юпитера. Скорее всего, истинные массы обеих планет во много раз меньше. Поскольку система включена в список целей Северного HARPS`а, массы планет будут точно измерены методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

14 сентября 2012
Пятипланетная система Kepler-55
прямая ссылка на эту новость

Среди 13 новых планетных систем, представленных группой Кеплера 20 августа, выделяется своей населенностью пятипланетная система Kepler-55. Она включает в себя три суперземли на тесных орбитах и два нептуна - на более широких. Температурный режим самой внешней транзитной планеты близок к температурному режиму Венеры.

Звезда Kepler-55 (KOI-904, KIC 8150320) - поздний оранжевый или ранний красный карлик, чья масса оценивается в 0.62 массы Солнца, радиус - в 0.58 радиусов Солнца, а температура фотосферы составляет 4362К. Кривая блеска звезды демонстрирует пять транзитных сигналов с периодами 2.21112, 4.61748, 10.19864, 27.94876 и 42.15159 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.91, 1.59, 2.06, 3.22 и 2.83 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их планетную природу можно было бы подтвердить методом тайминга транзитов.
Также группа Кеплера проанализировала динамическую устойчивость этой системы в зависимости от масс входящих в нее планет и нашла, что массы самых внешних планет не могут быть больше 1.49 и 1.11 масс Юпитера. Скорее всего, массы обеих планет много ниже этого верхнего предела.
Из-за невысокой светимости родительской звезды, близкой к 11% от светимости Солнца, планеты системы Kepler-55 оказываются нагретыми до умеренных температур. Группа Кеплера оценивает их в 876, 684, 525, 375 и 326К (без учета парникового эффекта).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

12 сентября 2012
Трехпланетная система у красного карлика Kepler-54
прямая ссылка на эту новость

Хотя красные карлики не являются основными целевыми звездами миссии Кеплер (из примерно 160 тысяч звезд, наблюдаемых Кеплером, красных карликов немного более 3 тысяч), среди обнаруженных транзитных систем есть и планетные системы этих слабых звезд. Они представляют особый интерес еще и потому, что из-за невысокой светимости родительских звезд транзитные планеты, обнаруживаемые Кеплером, оказываются нагреты до умеренных температур, даже находясь на тесных орбитах.

Одной из таких систем является трехпланетная система у красного карлика Kepler-54 (KOI-886, KIC 7455287). Она включает в себя небольшой нептун и две суперземли, причем эффективная температура внешней планеты составляет всего 336К (63°С).
Kepler-54 - типичный ранний красный карлик. Его масса оценивается в 0.51 солнечных масс, радиус - в 0.5 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 3705К. Кривая блеска звезды демонстрирует 3 транзитных сигнала с периодами 8.01094, 12.07172 и 20.9954 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.10, 1.23 и 1.74 радиусов Земли. Две внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, внешняя планета далека от резонансов. Расчет динамической устойчивости этой системы дает верхние пределы на массы внутренних планет в 0.92 и 0.37 масс Юпитера, однако реальные массы планет, скорее всего, на порядок меньше.
Из-за низкой (~4.4% от солнечной) светимости Kepler-54 ее планеты оказываются нагреты до умеренных температур в 461, 402 и 336К (конечно, без учета парникового эффекта, величина которого пока неизвестна).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

10 сентября 2012
Открыта массивная планета у красного гиганта эпсилон Северной Короны
прямая ссылка на эту новость

Группа корейских астрономов совместно с сотрудником Крымской астрофизической обсерватории Давидом Мкртчаном обнаружили массивную планету-гигант рядом с красным гигантом эпсилон Северной Короны. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Наблюдения за 55 яркими красными гигантами ведутся на обсерватории Похёнсан (Bohyunsan Optical Astronomy Observatory) уже более 9 лет. Целью корейских астрономов является изучение планетных систем звезд промежуточной массы, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс А. Планетные системы таких звезд заметно отличаются как от планетных систем солнцеподобных звезд, так и от планетных систем красных карликов: как правило, их планеты массивны и расположены на широких орбитах с невысоким эксцентриситетом.

Звезда эпсилон Северной Короны (HD 143107, HIP 78159) - красный гигант, достаточно яркий, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом. Его масса оценивается в 1.7 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 21 радиуса Солнца, светимость в 151 раз превышает солнечную. Сведения о содержании тяжелых элементов в составе этой звезды противоречивы: одни авторы указывают на низкую металличность эпсилон Северной Короны (более чем в 2 раза меньше солнечной), другие полагают, что содержание тяжелых элементов лишь немного уступает солнечному значению. Звезда удалена от нас на 67.9 пк.
С февраля 2005 года по январь 2012 года было сделано 52 замера лучевой скорости звезды с точностью 6.8 м/сек.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты эпсилон Северной Короны b составляет 6.7 ± 0.3 масс Юпитера. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.3 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.03, и делает один оборот за 417.9 ± 0.5 земных суток. Если наклонение орбиты гиганта окажется меньше 31 градуса, он будет не планетой, а коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1209.1187v1.pdf

 

 

7 сентября 2012
Kepler-53: суперземля и два нептуна
прямая ссылка на эту новость

Еще одной мультитранзитной системой, представленной командой Кеплера 20 августа, является трехпланетная система у солнцеподобной звезды Kepler-53. В ее составе - горячая суперземля и два очень теплых нептуна сравнимых размеров. Оба нептуна близки к орбитальному резонансу 2:1 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их массу можно было оценить методом тайминга транзитов. Внутренняя планета далека от резонансов, так что ее массу измерить не удалось.
Kepler-53 (KOI-829, KIC 5358241) удалена от нас на 1195 пк. Это солнцеподобная звезда, чья масса на 2, а радиус на 11% меньше массы и радиуса Солнца, . Ее кривая блеска демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 9.75193, 18.64895 и 38.5583 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.92, 2.89 и 3.17 радиусов Земли. Поскольку орбиты внешних планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, тайминг транзитов позволяет определить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу средней планеты составляет 84 ± 27 земных масс, а внешней - 24 ± 12 земных масс. Скорее всего, масса средней планеты в несколько раз меньше своего верхнего предела. Эффективные температуры планет в системе Kepler-53 оцениваются в 816, 658 и 517К.

Можно заметить, что в составе многочисленных многопланетных систем, открытых Кеплером, явно преобладают сравнительно небольшие планеты, чей радиус не превышает 3 радиусов Земли. Напротив, транзитные планеты-гиганты, как правило, предпочитают одиночество. Возможно, это связано с динамической устойчивостью планетных систем: чем массивнее планеты, тем труднее "упаковать" их в стабильную компактную систему.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://archive.stsci.edu/kepler/planet_candidates.html

 

 

6 сентября 2012
Система Kepler-52: три суперземли у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Еще одной транзитной системой, образованной сравнительно прохладными планетами, является трехпланетная система Kepler-52. Эффективная температура внешней планеты составляет всего 310К, т.е. ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры. Мы видим, как по мере накопления данных, поступающих с космического телескопа им. Кеплера, вновь открываемые планеты становятся все больше и больше похожи на Землю - как по своим размерам, так и по тепловому режиму.

Kepler-52 (KOI-775, KIC 11754553) - поздний оранжевый или ранний красный карлик массой 0.54 солнечных масс, радиусом 0.52 солнечных радиусов и температурой фотосферы 4075К, удаленный от нас примерно на 300 пк. Светимость звезды оценивается в 6.7% от светимости Солнца, содержание тяжелых элементов в ее составе примерно в 2 раза меньше солнечного значения.
Кривая блеска Kepler-52 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 7.87736, 16.38500 и 36.44591 земных суток с глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.10, 1.84 и 1.86 радиусов Земли. Внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 2:1 и заметно возмущают орбиты друг друга, что позволяет оценить их массы методом тайминга транзитов. Внешняя планета далека от резонансов, поэтому ее масса осталась неизвестной.
Поскольку орбиты внутренних планет демонстрируют признаки ненулевого эксцентриситета, тайминг транзитов дает только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу самой внутренней планеты составляет 89 ± 46, а средней - 37.4 ± 8 земных масс. Скорее всего, реальные массы этих планет в несколько раз меньше.
Из-за невысокой светимости звезды все три транзитные планеты в системе Kepler-52 оказываются нагретыми до умеренных температур. Эффективная температура внутренней планеты оценивается группой Кеплера в 517К, средней - в 405К, а внешней - в 310К (37°С!). Однако говорить об обитаемости внешней планеты преждевременно - скорее всего, она является массивным аналогом Венеры с плотной атмосферой и мощным парниковым эффектом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://archive.stsci.edu/kepler/planet_candidates.html

 

 

4 сентября 2012
Трехпланетная система Kepler-51
прямая ссылка на эту новость

Если наземные транзитные обзоры открывают почти исключительно горячие юпитеры, то среди транзитных кандидатов Кеплера есть большое количество объектов с умеренным тепловым режимом, близким к тепловому режиму Меркурия и даже Венеры. Планетная природа многих из них уже подтверждена методом тайминга транзитов. Среди таких сравнительно широких многопланетных систем обращает на себя внимание трехпланетная система Kepler-51.

Kepler-51 (KOI-620) - солнцеподобная звезда, удаленная от нас примерно на 860 пк. Ее масса оценивается ровно в одну солнечную массу, радиус на 9% меньше радиуса Солнца. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды также близко к солнечному значению.
Кривая блеска Kepler-51 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 45.1555, 85.31287 и 130.18311 земных суток с глубиной, соответствующей планетам с радиусами 7.05, 5.71 и 9.68 радиусов Земли. Внешняя планета - явный газовый гигант, обе внутренние имеют размеры, промежуточные между размерами газовых гигантов и нептунов. Верхние пределы на массы двух внутренних планет, определенные из условия динамической устойчивости данной системы, составляют 3.23 и 2.60 масс Юпитера, однако их истинные массы, скорее всего, гораздо меньше. Масса внешней планеты пока неизвестна.
Система Kepler-51 включена в список целей Северного HARPS`а, так что в недалеком будущем массы и средние плотности всех трех планет будут определены методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Заметим, что температурный режим внешней планеты является промежуточным между тепловыми режимами Меркурия и Венеры. Будущие спектроскопические наблюдения этой планеты помогут нам изучить строение относительно прохладных планет-гигантов (группа Кеплера оценивает эффективную температуру планеты KOI-620.02 в 344К = 71С).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

3 сентября 2012
Kepler-50: два горячих нептуна на очень близких орбитах
прямая ссылка на эту новость

Среди неожиданных открытий, сделанных с помощью космического телескопа им. Кеплера, было и открытие планет, находящихся на очень близких друг к другу орбитах. Кеплер обнаружил пары планет, орбитальные периоды которых относятся друг к другу как 5/6 или даже 6/7! Ничего подобного в Солнечной системе нет.
Одной из таких близких пар является пара горячих нептунов у звезды Kepler-50. Их орбитальные периоды составляют 7.81251 и 9.37614 земных суток, т.е. относятся друг к другу как 5 к 6. Обе планеты имеют сравнимые размеры (2.2 и 2.79 земных радиусов) и сравнимые массы (7.6 ± 1.3 и 7.1 ± 1.1 земных масс). Отмечу, что массы обеих планет были вычислены методом тайминга транзитов. Разница между величинами больших полуосей орбит обоих нептунов составляет всего 0.011 а.е., т.е. 1.65 млн. км! Во время наибольшего сближения диски планет в небе друг друга более чем в 2 раза превышают видимые размеры Луны в земном небе.
Родительская звезда Kepler-50 несколько горячее и ярче Солнца. Ее масса составляет 1.23 солнечных масс, радиус - 1.88 солнечных радиусов, светимость в 4.3 раза превышает светимость Солнца. Из-за близости к своей звезде оба нептуна нагреты до высоких температур - эффективную температуру внутренней планеты команда Кеплера оценивает в 1278К, а внешней - в 1200К.
Интересно, что верхние пределы на массы планет, полученные из условия динамической устойчивости планетной системы, составляют всего 0.10 и 0.11 масс Юпитера. Иначе говоря, будь планеты в системе Kepler-50 всего в несколько раз массивнее, система стала бы неустойчивой.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

25 августа 2012
Четырехпланетная система Kepler-49
прямая ссылка на эту новость

Среди многопланетных систем Кеплера, рассмотренных как группой Боруцки, так и Се Цзивэем, выделяется система KOI-248, называемая еще Kepler-49. В отличие от большинства целевых звезд Кеплера, являющихся более или менее солнцеподобными, звезда Kepler-49 является красным карликом. Ее масса оценивается в 0.55 солнечных масс, радиус - в 0.53 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 3974К. Светимость этой звезды близка к 6% от светимости Солнца.
Кривая блеска Kepler-49 демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 2.57656, 7.20379, 10.91293 и 18.59622 земных суток, соответствующими планетам с радиусами 1.85, 2.72, 2.55 и 1.99 радиусов Земли. Средние планеты связаны друг с другом орбитальным резонансом 3:2 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы с помощью тайминга транзитов можно было оценить их массы. Внутренняя и внешняя планеты далеки от резонансов, поэтому их влияние мало, и массы остались неизвестными. Впрочем, в их планетной природе не сомневается ни группа Кеплера, ни Се Цзивэй.
Поскольку орбиты средних планет демонстрируют признаки заметного эксцентриситета, их точные массы определить не удалось. Се Цзивэй получил только верхние пределы - 8.9 ± 0.7 масс Земли для второй планеты и 6.7 ± 1.1 масс Земли для третьей. Соответственно, средние плотности этих планет не превышают 2.45 ± 0.2 и 2.24 ± 0.37 г/куб.см, т.е. перед нами - легкие нептуны.
Несмотря на высокую компактность планетной системы, из-за низкой светимости родительской звезды планеты в системе Kepler-49 оказываются не такими уж и раскаленными. Эффективную температуру самой внутренней планеты группа Кеплера оценивает в 736К, а остальных планет - в 521, 454 и 379К (чуть горячее кипящей кастрюли!).
Сравнение планет систем Kepler-49 и Kepler-48 (впрочем, как и остальных систем, обнаруженных Кеплером) наглядно демонстрирует, что тип планеты не определяется только ее массой. Диапазоны масс нептунов (т.е. планет, состоящих большей частью из льдов и окруженных заметной водородно-гелиевой оболочкой) и планет земного типа явно перекрываются. Планета земного типа может оказаться в несколько раз массивнее легкого нептуна! Мир планетных систем в очередной раз показал свое удивительное разнообразие.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

24 августа 2012
Компактная пятипланетная система KOI-500: ожерелье суперземель
прямая ссылка на эту новость

Среди многочисленных открытий, сделанных с помощью космического телескопа им. Кеплера, выделяется открытие плоских очень компактных планетных систем, где орбиты нескольких (трех, четырех, пяти) планет оказываются плотно упакованы глубоко внутри орбиты Меркурия. Одной из таких систем является система KOI-500. Возможность подтверждения планетной природы пяти ее транзитных кандидатов была рассмотрена независимо Се Цзивэем и Дарином Рагозиным (Darin Ragozzine) из группы Кеплера. Оба ученых пришли к выводу, что все пять транзитных кандидатов в этой системе являются реальными планетами.
KOI-500 (KIC 4852528) - оранжевый карлик спектрального класса K с температурой фотосферы 4613К. Ее масса оценивается в 0.72 солнечных масс, радиус - в 0.65 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.17 светимостей Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14.8), его можно грубо оценить в 200 пк.
Лучевая скорость KOI-500 демонстрирует пять транзитных сигналов с периодами 0.98679, 3.07218, 4.64534, 7.05342 и 9.52179 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 1.4, 1.5, 1.6, 2.6 и 2.8 радиусов Земли, соответственно. Только самая внутренняя планета, KOI-500.05, не связана никакими орбитальными резонансами, все остальные планетные кандидаты демонстрируют их во множестве. Так, две внешние планеты KOI-500.01 и KOI-500.02 связаны орбитальным резонансом 4:3, средние планеты KOI-500.03 и KOI-500.04 демонстрируют орбитальный резонанс 3:2. Кроме того, периоды планет KOI-500.04 и KOI-500.01 относятся друг к другу как 2 к 3, а периоды KOI-500.04 и KOI-500.02 - как 1 к 2.
Две внешние планеты, KOI-500.01 и KOI-500.02, возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было определить с помощью тайминга транзитов. По расчетам Се Цзивэя, массы внешних планет составляют 6.2 ± 1.4 и 10.5 ± 1.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.95 ± 0.44 г/куб.см для планеты KOI-500.01 и 2.65 ± 0.38 г/куб.см для планеты KOI-500.02. Иначе говоря, средняя плотность внешних планет больше, чем средняя плотность нептунов, но меньше, чем планет земного типа. Скорее всего, они содержат значительную долю льдов в своем составе и окружены плотной протяженно атмосферой. Орбиты обеих внешних планет близки к круговым.
Вся планетная система KOI-500 отличается исключительной компактностью - она целиком умещается внутри окружности радиусом 0.1 а.е! Поэтому все ее пять планет нагреты до высоких температур. Эффективную температуру самой внутренней планеты, KOI-500.05, группа Кеплера оценивает в 1256К, а температуру остальных планет - в 851К, 740К, 642 и 583К, соответственно.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://www.abstractsonline.com/plan/ViewAbstract.aspx?mID=2924&sKey=da2582a6-d92a-427a-8c9e-ccb47c6888cd&cKey=a329184a-be2e-46cf-a2f4-ab34dd1ab843&mKey=%7bC752C15A-58ED-4FA6-9B4A-725245476867%7d#
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt

 

 

23 августа 2012
Трехпланетная система Kepler-48: очень массивная планета земного типа и два нептуна
прямая ссылка на эту новость

16 и 17 августа в Архиве электронных препринтов независимо друг от друга появились сразу две статьи, посвященные подтверждению планетной природы нескольких десятков транзитных кандидатов Кеплера методом тайминга транзитов, а также методом анализа динамической устойчивости этих систем. 27 планет в 13 системах подтвердила группа Кеплера под руководством Вильяма Боруцки, 24 планеты в 12 системах - канадский астроном китайского происхождения Се Цзивэй (Ji-Wei Xie). Частично оба списка перекрываются, давая близкие результаты для одних и тех же транзитных кандидатов. В целом количество подтвержденных планет Кеплера достигло 115.
Новые планетные системы отличаются большой компактностью, планеты, входящие в их состав, оказываются связанными цепочками орбитальных резонансов. В ближайшие дни я буду подробно рассказывать о каждой из них.

Среди планетных систем, рассмотренных одновременно как Се Цзивеем, так и группой Кеплера, обращает на себя внимание трехпланетная система KOI-148, названная еще Kepler-48. Она включает в себя горячую массивную планету земного типа и два очень теплых нептуна.
Kepler-48 - солнцеподобная звезда немного тусклее и легче Солнца. Ее масса и радиус оцениваются в 0.89 и 0.89 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость составляет примерно 0.515 светимостей Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.04), его можно оценить в 324 пк.
Кривая блеска Kepler-48 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 4.77798, 9.67393 и 42.89592 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.14, 3.14 и 2.35 радиусов Земли. Внутренние планеты очень близки к орбитальному резонансу 2:1. Их взаимное гравитационное влияние приводит к заметным колебаниям времени наступления транзитов, позволившим оценить их массу. В то же время внешняя планета далека от резонансов, ее влияние на внутреннюю пару планет невелико, так что пока она остается в статусе планетного кандидата.
Вильям Боруцки с коллегами оценил массу внутренней планеты (Kepler-48 b) в 17.2 ± 3.9 масс Земли. Се Цзивей нашел несколько меньшее значение: 14.3 ± 3.4 масс Земли (впрочем, в пределах погрешности согласующееся с величиной, полученной кеплеровцами). Таким образом, средняя плотность внутренней планеты в 1.75 ± 0.4 (по Цзивею - в 1.46 ± 0.35) раз превышает среднюю плотность Земли! Несмотря на массу, сравнимую с массой Урана и Нептуна, Kepler-48 b оказывается плотной и горячей железокаменной планетой! Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной.
Масса второй (средней) планеты в этой системе оценивается в 10.1 ± 3.5 масс Земли (В.Боруцки) и 9.2 ± 2.5 масс Земли (Се Цзивэй), что также в пределах погрешностей согласуется друг с другом. При радиусе 3.14 земных средняя плотность планеты Kepler-48 c оценивается в 1.81 (В.Боруцки) и 1.65 (Се Цзивэй) г/куб.см, т.е. эта планета оказывается легким очень теплым нептуном. Орбиты обеих внутренних планет близки к круговым.
Масса внешней планеты (удаленной от звезды на 0.23 а.е.) пока неизвестна. Судя по своему радиусу (2.35 радиусов Земли) она также является легким нептуном. Так это или нет, помогут прояснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3312.pdf
http://arxiv.org/pdf/1208.3499v1.pdf

 

 

19 августа 2012
Массы планетных кандидатов Кеплера будут точно измерены
прямая ссылка на эту новость

Виктор Ясинский

HARPS - высокоточный эшелле-спектрограф, основной задачей которого является измерение лучевых скоростей звёзд с целью поиска экзопланет. Он обеспечивает долговременную точность 0,97 м/сек при рабочей точности 0,3 м/сек [1]. К сожалению, столь чувствительный прибор никак не мог быть использован для подтверждения кандидатов Кеплера в силу своего географического положения (HARPS расположен в южном полушарии, а поле Кеплера - в северном). Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов Кеплера лучевые скорости звезд измеряли на спектрографе HIRES, находящемся на обсерватории им. Кека. Этот спектрограф имеет точность, близкую к точности HARPS (~1 м/с), но работает с телескопом намного большей светособирающей площади - зеркало Кека имеет диаметр 10 м против 3,6 м у телескопа, на котором установлен HARPS [2]. Тем не менее, сила Кека является и его слабостью - огромная конкуренция за наблюдательное время сильно, а иногда очень сильно, ограничивает время, которое можно потратить на конкретную научную задачу, в данном случае - поиск экзопланет.
12 апреля 2012 года первый свет увидел собрат HARPS'а - HARPS-North. Это совместный проект пяти крупных научных организаций - Женевского университета (глава проекта, Швейцария), Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США), Сент-Андрусского университета и университета Королевы в Белфасте (Великобритания), а также Итальянского национального института астрофизики. Спектрограф установлен на Национальном телескопе Галилея (Telescopio Nazionale Galileo) диаметром 3,58 м, имеет рабочую точность 0,2 м/с и долговременную точность ~0.5 м/с [3]. На 2012 год HARPS-N является одним из 5 инструментов в мире, обеспечивающих долговременную точность измерения лучевых скоростей звезд <1м/с, и один их трёх (выделены жирным шрифтом), находящихся в северном полушарии [2]:

Спектрограф
Телескоп
Контролирующая организация
Первый свет
Спектральное разрешение
Точность, м/с
HIRES
Keck 10 м
Обсерватория им. Кека
1996
85 000
1
HARPS
ESO 3.6 м
Женевский университет
2003
115 000
0,3-1
PFS
Magellan
6.5 м
Институт Карнеги
2009
38 000
1
APF
APF 2.4 м
Ликская обсерватория
2009
80 000
1
HARPS-N
ESO 3.6 м (Национальный телескоп Галилея)
Женевский университет, Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики др.
2012
115 000
0,2-0,5

Основными задачами HARPS-N являются [3]:
- подтверждение двойника Земли в обитаемой зоне звезды G5V или более позднего спектрального класса с точностью определения массы 30%;
- изучение землеподобных планет массой 2-5 земных (суперземель) на различных орбитах с достаточной точностью, чтобы разделить богатые водой и сухие миры;
- изучение перехода от суперземель к ледяным гигантам (например, горячим нептунам) с точностью определения массы 5% или выше.


Рис. 1. Пределы обнаружения планет у G5V звезды для различной точности измерений лучевой скорости.

Для решения поставленных задач предполагается измерение лучевых скоростей звёзд с транзитными кандидатами, обнаруженными космическим телескопом им. Кеплера. Для этого будет потрачено 60 наблюдательных ночей в год с 2012-го по 2016-й [4].
В настоящее время для наблюдений отобраны 174 звезды [5]. 93 из них показывают несколько транзитных сигналов - 51 с двумя планетами или кандидатами, 28 - с тремя, 9 - с четырьмя, 4 - с пятью и 1 - с шестью (Kepler-11). Среди них есть и звёзды с подтверждёнными планетами, однако массы этих планет были определены с недостаточной точностью или же были получены только верхние пределы. Это звёзды Kepler-9 , 10, 11, 19, 20, 21, 22, 23, 25, 30, 33 и 36.
Транзитные кандидаты у выбранных звёзд демонстрируют большое разнообразие, как по радиусам, так и по периодам обращения (рис. 2) и, соответственно, эффективным температурам (рис. 3), и включают суперземли в обитаемой зоне (рис. 4).
Можно заметить, что звёзды с горячими гигантами не включены в наблюдательный список. Это связано с тем, что горячие гиганты встречаются преимущественно в однопланетных системах [6], а также с тем, что для их подтверждения достаточно много меньшей точности измерений, чем обеспечивает HARPS-N. Так, планета с массой Юпитера на орбите с большой полуосью 0,04 а.е. у двойника Солнца наводит на свою звезду лучевую скорость с полуамплитудой 142 м/с. А современные эшелле- спектрографы, сконструированные для поиска экзопланет, обеспечивают точность 30 м/с и выше [2].


Рис. 2. Планетные кандидаты Кеплера, отобранные для наблюдений с помощью HARPS-N (отмечены зелёным цветом) на фоне остальных кандидатов Кеплера (отмечены серым цветом), на плоскости Период обращения - Радиус кандидата.


Рис. 3. Планетные кандидаты Кеплера, отобранные для наблюдений с помощью HARPS-N (отмечены зелёным цветом) на фоне остальных кандидатов Кеплера (отмечены серым цветом), на плоскости Эффективная температура - Радиус кандидата.


Рис. 4. Небольшие планетные кандидаты в обитаемой зоне звёзд-мишеней HARPS-N (обозначения как на рис. 1, кандидаты только с одним транзитом исключены). Обитаемая зона определена по [7], через диапазон эффективных температур 200-270 K. Суперземлями считались транзитные кандидаты с радиусами 1,25-2 земных [8]. Земля отмечена крестиком.

Наличие многопланетных транзитных систем не только значительно уменьшает вероятность ложных открытий, но и позволяет прибегнуть к методу тайминга транзитов. Применение последнего позволяет, как уменьшить количество RV-замеров, необходимых для подтверждения планетного кандидата, так и повысить точность определения его массы. Подобное комбинирование обоих методов уже оправдало себя при определении масс планет в системе Kepler-18 [9].

Ниже показано распределение (R;Teq) для звёзд с четырьмя и пятью транзитными кандидатами (рис. 5 и 6).


Рис. 5. Транзитные кандидаты в пятипланетных системах, наблюдаемых на HARPS-N, на плоскости Эффективная температура - Радиус кандидата.


Рис. 6. Транзитные кандидаты в четырехпланетных системах, наблюдаемых на HARPS-N, на плоскости Эффективная температура - Радиус кандидата.

Видно значительное разнообразие транзитных кандидатов, как в пределах всего массива данных, так и отдельных систем. При этом есть звёзды, обладающие кандидатами близких размеров, так и сильно различающимися. Среди первых примечательна система KOI 571 с 4 кандидатами в суперземли, среди вторых - KOI 94 включающая кандидаты в гигант, суперземлю и два нептуна. Есть системы, где несколько кандидатов близкого радиуса сочетаются с одним значительно большего - KOI 82, 232, 245 и KOI 117, есть и те, где радиусы меняются плавно - Kepler-32, KOI 720, 730 и 1930.
Если не будет неприятных сюрпризов в работе HARPS-N, то в ближайшее время можно будет ожидать значительный рост числа небольших планет с известной массой. Следующая конференция, посвященная результатам Кеплера, называется "Exoplanets in Multi-body Systems in the Kepler Era = Внесолнечные многопланетные системы в эпоху Кеплера" [10]. Звучит обнадёживающе?

Информация получена:
1. http://espresso.astro.up.pt/
2. Perryman, Michael (2011). The Exoplanet Handbook. Cambridge University Press. p. 24. ISBN 978-0-521-76559-6
3. https://plone2.unige.ch/HARPS-N/science-with-harps-n
4. Raffaele Gratton, 2010, p. 36 http://www.oact.inaf.it/exoit/EXO-IT/Projects/Entries/2011/12/24_HARPS-N_files/Science%20Document-v2.pdf
5. http://www.tng.iac.es/instruments/harps/data/Kepler_GTO_Targets_aot28.txt
6. Jason H. Steffen et al., 2012 http://arxiv.org/abs/1205.2309
7. Natalie M. Batalha et al., 2012 http://arxiv.org/abs/1202.5852
8. William J. Borucki et al., 2011, p 14, table 6. http://arxiv.org/abs/1102.0541
9. William D. Cochran et al., 2011 http://arxiv.org/abs/1110.0820v1
10. https://sites.google.com/site/exoplanetsinthekeplerera/

 

18 августа 2012
У звезды Барнарда нет планет
прямая ссылка на эту новость

Звезда Барнарда (Gliese 699) - вторая по удаленности звезда после альфы Центавра. Это древний красный карлик спектрального класса M5 V, чья масса оценивается в 0.17 солнечных масс, светимость составляет всего 0.00457 солнечных, а возраст близок к 10 млрд. лет. Звезда Барнарда знаменита своим очень быстрым собственным движением: за год она проходит по небесной сфере угловое расстояние 10.31 угловых секунд, за что еще называется Летящей. В настоящее время звезда Барнарда приближается к Солнцу со скоростью 106.8 км/сек; через 9800 лет она пройдет на минимальном расстоянии 1.2 пк от Солнечной системы, но и в момент наибольшего сближения не будет видна невооруженным глазом.
В 60-е годы прошлого века астроном Ван де Камп объявил об открытии рядом с этой звездой трех планет-гигантов, что привлекло к ней всеобщее внимание. Открытие было сделано астрометрическим методом (Ван де Камп фиксировал незначительные изменения положения звезды на небесной сфере, вызванные гравитационным влиянием планет). Однако впоследствии оно не подтвердилось.
С 1987 года звезду Барнарда мониторит Калифорнийская группа. Американские астрономы измеряли лучевую скорость звезды на обсерваториях Лик и Кек - сначала с точностью 20 м/сек, а последние 8 лет - с точностью около 2 м/сек. Всего было сделано 248 замеров. Никаких планет обнаружить не удалось, однако удалось получить важные верхние пределы. Согласно данным Калифорнийской группы, у звезды Барнарда исключены планеты с минимальной массой больше 2 масс Земли на орбитах короче 10 суток, и с минимальной массой больше 10 масс Земли на орбитах короче двух лет.


График иллюстрирует верхние пределы на массы возможных планет у звезды Барнарда. Планеты, лежашие ниже пунктирной линии, пока невозможно обнаружить методом лучевых скоростей (при точности измерения 2 м/сек).

Из-за низкой светимости этой звезды эффективная земная орбита в этой системе проходит на расстоянии 0.0676 а.е. (~10 млн. км). Находясь на этой орбите, гипотетическая планета имела бы орбитальный период 15.64 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.2273.pdf

 

 

6 августа 2012
Марсоход Curiosity ("Любопытство") совершил успешную посадку на поверхность Марса!
прямая ссылка на эту новость

Сегодня утром марсоход Curiosity совершил успешную посадку на поверхность Марса в кратере Гейла и передал первые снимки.


Еще не осела пыль, поднятая при посадке...

Ожидается, что в течение ближайших 4 суток аппарат развернет главную антенну (и проведет пробные сеансы связи с Землей), измерит температуру окружающей среды, получит панорамные снимки окрестностей места посадки, протестирует научные приборы и поможет уточнить координаты места посадки. Пока эти координаты известны не слишком точно.


Кратер Гейла. Голубой линией очерчен посадочный эллипс, зеленым ромбом показано местонахождение марсохода Curiosity.

Среди многочисленных научных приборов, установленных на "Любопытстве", есть и российский прибор DAN (Dynamic Albedo of Neutrons = Динамика отражения нейтронов). Прибор предназначен для поиска водяного льда и водородсодержащих минералов на глубине до 2 м. Чувствительность этого прибора такова, что он способен обнаружить водяной лед в концентрации 0.1%.

Информация получена: http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=4214
http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/multimedia/pia15981.html

 

 

4 августа 2012
Рядом с поляром HU Водолея - только одна массивная планета
прямая ссылка на эту новость

18 мая 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная пересмотру параметров планетной системы HU Водолея. HU Водолея - тесная двойная система, состоящая из белого и красного карликов, вращающихся вокруг общего центра масс с периодом 125 минут. Красный карлик переполняет свою полость Роша, его вещество перетекает на белый карлик, причем из-за влияния сильного магнитного поля белого карлика вещество падает на звезду в районе ее магнитных полюсов. Такие системы (их еще называют полярами) являются источниками рентгеновского и УФ-излучения.
Наклонение орбит обоих компонентов оценивается в 87 ± 0.8 градусов, т.е. система наблюдается практически "с ребра". Время наступления транзитов в этой системе (когда тусклый красный карлик затмевает собой яркий белый) испытывает регулярные колебания, отражающие наличие в системе еще одного или нескольких тел, своим гравитационным влиянием возмущающие орбиты обеих звезд.

В марте 2011 года группа китайских астрономов объявила о наличии в системе HU Водолея двух массивных планет массами 5.9 и 4.5 масс Юпитера, вращающихся вокруг пары звезд как целого с периодами 6.5 и 12 лет. Эксцентриситет внешней планеты достигал величины 0.51 ± 0.15. Однако последующее численное моделирование системы с заявленными параметрами показало ее динамическую неустойчивость. Чтобы прояснить ситуацию и уточнить параметры планет, нужны были дополнительные наблюдения - и они были проведены. Авторы статьи получили 60 новых наблюдений транзитов в этой системе (измерили кривые блеска) и проанализировали предыдущие наблюдения. Они показали, что имеющиеся данные гораздо лучше описывает не двух-, а однопланетная модель.

Итак, вокруг пары звезд HU Водолея вращается только одна массивная планета. Ее минимальная масса (параметр m sin i) оценивается в 7 масс Юпитера, орбитальный период близок к 10 годам, эксцентриситет орбиты ~0.1. Гигант HU Aqr(AB) c пополнил собой короткий список планет, вращающихся вокруг пары звезд как целого (куда еще входят NY Девы b, NN Змеи b, UZ Печи b, RR Резца b, DP Льва b, Kepler-16 b, Kepler-34 b и Kepler-35 b). Авторы статьи оценили распространенность планет-гигантов рядом с тесными двойными звездами в 1%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.4164v1.pdf

 

 

3 августа 2012
Планеты системы Kepler-30 вращаются в экваториальной плоскости своей звезды
прямая ссылка на эту новость

Планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца в одном направлении и примерно в одной плоскости - взаимные наклонения орбит планет (за исключением Меркурия) не превышают 3.5 градусов. Кроме того, плоскость эклиптики наклонена к солнечному экватору на 7 градусов. Такое строение Солнечной системы легко объясняется в рамках стандартной модели формирования планет из газопылевого диска. Однако орбиты многих транзитных горячих юпитеров демонстрируют сильный наклон к звездному экватору (вплоть до ретроградного движения), что говорит о бурной динамической истории этих систем.
Недавний анализ кривой блеска звезды Kepler-30 позволил измерить угол наклона орбит планет в этой системе к звездному экватору. Как оказалось, этот наклон очень мал (и даже совместим с нулем).

Kepler-30 - сравнительно молодая солнцеподобная звезда, отличающаяся высоким уровнем активности. На ее диске встречаются пятна, аналогичные солнечным, но гораздо большей площади, период вращения звезды оценивается в 16 ± 0.4 земных суток. Наличие пятен приводит к квазипериодическим вариациям блеска звезды амплитудой около 1.5%, кроме того, когда планета во время транзита пересекает пятно, на кривой блеска появляется характерная особенность.
За 2.5 года работы космического телескопа им. Кеплера накопились данные о 27 транзитах планеты Kepler-30 b, 12 транзитах планеты Kepler-30 c и 5 транзитах планеты Kepler-30 d. Как оказалось, все три планеты вращаются в той же плоскости, что и пятна, причем иногда по несколько раз пересекают одно и то же пятно! Промоделировав эту систему методом Монте-Карло, астрономы нашли, что плоскость орбит наклонена к звездному экватору на 4 ± 10 градусов. Своей компланарностью и малым наклоном орбит планет к звездному экватору система Kepler-30 напоминает Солнечную.
Впрочем, на этом сходство и заканчивается.
Планета Kepler-30 b - очень теплый аналог Урана, ее масса оценивается в 11.3 ± 1.4 земных масс, радиус - в 3.9 ± 0.2 земных радиусов, орбитальный период близок к 29 земным суткам. Планета Kepler-30 c - газовый гигант с массой в 2 массы Юпитера и радиусом 1.1 радиусов Юпитера, ее орбитальный период близок к 60 земным суткам, а температурный режим - к температурному режиму Меркурия. Наконец, планета Kepler-30 d удивляет высоким радиусом (8.8 радиусов Земли или 0.93 радиусов Сатурна) при относительно малой массе - 23.1 ± 2.7 радиусов Земли, что приводит к очень низкой средней плотности этой планеты - 0.19 ± 0.02 г/куб.см. Температурный режим Kepler-30 d является средним между тепловыми режимами Меркурия и Венеры.
Мир планетных систем в очередной раз продемонстрировал нам свое разнообразие.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1207/1207.5804.pdf

 

 

29 июля 2012
Насколько плоскими и многонаселенными являются планетные системы?
прямая ссылка на эту новость

Знание о степени плоскостности и населенности планетных систем важно для понимания процесса планетообразования и эволюции. Так, существование плоских планетных систем, мало наклоненных к экватору звезды, говорит в пользу стандартной модели формирования планет из протопланетного диска. Напротив, системы с резко наклоненными орбитами являются индикаторами более поздних событий, способных значительно увеличить эксцентриситет и наклонение орбит планет (взаимодействие со звездным компаньоном родительской звезды через эффект Козаи, резонансы между планетами или случаи планет-планетного рассеяния).
Однако измерение взаимного наклонения орбит планет - очень трудная задача, которая была решена буквально для считанного числа систем (PSR B1257+12, GJ 876, упсилон Андромеды, Kepler-9, Kepler-10, Kepler-11, и, буквально на днях - для Kepler-30).

Двое астрономов из Калифорнийского университета Джулия Фанг и Жан-Люк Марго (Julia Fang и Jean-Luc Margot) сосредоточились на статистическом изучении степени плоскостности и населенности планетных систем. Они рассмотрели 2300 планетных кандидатов, представленных группой Кеплера в феврале 2012 года, смоделировали несколько миллионов планетных систем самого разного строения и попытались выяснить, как эти системы выглядели бы с точки зрения Кеплера. Результаты расчетов сравнивались с реальными данными Кеплера. Расчет охватывал планеты с радиусами от 1.5 до 30 радиусов Земли и с периодами короче 200 суток.
Как оказалось, большинство реальных планетных систем все-таки являются "плоскими", с малым взаимным наклонением орбит планет, и сравнительно многонаселенными. Согласно расчетам калифорнийцев, в 85% планетных систем орбиты планет наклонены к "средней" плоскости системы не более чем на 3 градуса, а 75-80% планетных систем имеют 1-2 планеты на орбитах короче 200 суток. Интересно, что Солнечная система в эти проценты не входит - у нас нет планет размером более полутора земных на орбитах ближе орбиты Юпитера.
К похожему выводу приходят и другие исследователи. Так, по мнению Fabrycky et al. (2012) большинство планетных систем являются плоскими (взаимные наклонения орбит планет лежат в интервале 1-2.3 градуса).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.5250v1.pdf

 

 

26 июля 2012
Несколько новых массивных планет у звезд красных гигантов
прямая ссылка на эту новость

Группа японских астрономов, работающих на 1.88-метровом телескопе астрофизической обсерватории Окаяма, объявила об открытии четырех планет и двух коричневых карликов у звезд промежуточной массы омикрон Большой Медведицы, омикрон Северной Короны, 75 Кита, HD 5608 и упсилон Змееносца. Также они независимо подтвердили наличие планет у звезд каппа Северной Короны и HD 210702, анонсированных ранее.

Японские астрономы под руководством Сато (Bun'ei Sato) уже много лет ведут мониторинг лучевых скоростей трехсот красных гигантов массой от 1.5 до 5 солнечных масс, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A и B. Спектры АВ-звезд лишены тонких резких линий поглощения, что делает невозможным точное измерение их лучевых скоростей и сильно затрудняет поиск рядом с ними даже массивных планет. Однако после схода с главной последовательности диаметр звезд увеличивается, температура фотосферы падает, и в спектре появляются многочисленные узкие линии металлов, что позволяет измерять лучевые скорости таких звезд с точностью в несколько метров в секунду. К настоящему моменту у проэволюционировавших звезд промежуточной массы (бывших А-звезд) обнаружено около 50 планет и коричневых карликов.
Исследования последних лет показали, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс) несколько отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. Во-первых, рядом с ними чаще встречаются планеты-гиганты, особенно массивные (~5 масс Юпитера). Во-вторых, эти планеты, как правило, вращаются вокруг своих звезд по широким орбитам с небольшим эксцентриситетом.

13 июля в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья Сато с коллегами, посвященная открытию четырех планет у проэволюционировавших звезд промежуточной массы омикрон Большой Медведицы, омикрон Северной Короны, 75 Кита, HD 5608 и двух коричневых карликов у звезды упсилон Змееносца. Также японцы независимо подтвердили наличие и физические свойства ранее открытых планет у звезд каппа Северной Короны и HD 210702. Новые планеты прекрасно ложатся в уже подмеченную закономерность: они массивны и расположены на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Светимость, светимостей Солнца
Металличность, [Fe/H]
омикрон Большой Медвдицы
(HD 71369)
56.3 ± 2.4
G4 II-III
3.09 ± 0.07
14.1 ± 1
138
-0.09 ± 0.02
омикрон Северной Короны
(HD 136512)
84 ± 5.6
K0 III
2.13
+0.01/-0.23
10.5 ± 0.7
51.2
-0.29 ± 0.03
75 Кита
(HD 15779)
81.5 ± 7.5
G3 III
2.49
+0.02/-0.27
10.5 ± 1
53.7
0.00 ± 0.04
HD 5608
58 ± 3
K0 IV
1.55 ± 0.23
5.5 ± 0.4
15.1
+0.06 ± 0.04

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Орбитальный период, сут.
m sin i, масс Юпитера
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет орбиты
омикрон Большой Медвдицы b
1630 ± 35
4.1
3.9
0.13 ± 0.065
омикрон Северной Короны b
187.83 ± 0.54
1.5
0.83
0.19 ± 0.085
75 Кита b
691.9 ± 3.6
3.0
2.1
0.117 ± 0.048
HD 5608 b
792.6 ± 7.7
1.4
1.9
0.19 ± 0.06

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.3141.pdf

 

 

20 июля 2012
Транзитный супермеркурий в системе GJ 436?
прямая ссылка на эту новость

Наблюдая уже известный очень теплый транзитный нептун GJ 436 b на космическом ИК-телескопе им. Спитцера, астрономы неожиданно обнаружили в этой системе еще две транзитные планеты.
Пока (до измерения массы новых планет методом лучевых скоростей или с помощью тайминга транзитов) они осторожно называются "планетными кандидатами". Однако тщательное изучение причин, способных имитировать транзитный сигнал (например, наличие близкой затменно-переменной звезды фона), приводит к выводу о крайне малой вероятности ложного открытия.

Косвенные свидетельства наличия в системе GJ 436 дополнительных планет были известны уже давно. Так, орбита планеты GJ 436 b имеет заметный эксцентриситет (~0.15), притом, что характерное время ее скругления приливными силами составляет ~30 миллионов лет, а возраст системы оценивается в 6 млрд. лет. Что-то возмущает ее орбиту - но что? В 2008 году было объявлено об открытии планеты GJ 436 c с массой порядка 5 масс Земли на 5.2-дневной орбите, однако оно не подтвердилось. Лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительные небольшие колебания, в принципе, совместимые с наличием небольшой планеты, находящейся с GJ 436 b в орбитальном резонансе 2:1. Однако фотометрические наблюдения, полученные в рамках миссии EPOXI, исключали наличие транзитных планет радиусом больше 2 радиусов Земли на внешних по отношению к GJ 436 b орбитах, и больше 1.5 радиусов Земли - на внутренних. В 2010 фотометрические наблюдения с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера на волне 8 мкм позволили заподозрить наличие планеты с радиусом около 0.75 радиусов Земли на 2.1076-суточной орбите - однако в предсказанное время на волне 4.5 мкм никакого транзита обнаружено не было. Некий сигнал, напоминающий транзитный, был обнаружен и EPOXI, но его сочли шумом.
Наконец, на протяжении 2010 и 2011 годов звезду GJ 436 регулярно наблюдал космический телескоп им. Спитцера. Было проведено несколько серий наблюдений (28 января и 29 июня 2010 года, 24 января, 1 февраля и 30 июля 2011 года) на волнах 3.6 и 4.5 мкм. В результате было обнаружено два надежных транзитных кандидата UCF-1.01 и UCF-1.02, соответствующих планетам с радиусом 0.66 ± 0.04 и 0.65 ± 0.06 радиусов Земли. Орбитальный период первого кандидата составляет 1.365862 земных суток, орбитальный период второго пока неизвестен (наблюдалось всего два транзита). Если плотность кандидатов совпадает со средней плотностью Земли (5.515 г/куб.см), массы планет оказываются близки к 0.28 масс Земли (или 2.6 масс Марса).
Авторы открытия оценили большую полуось орбиты внутренней планеты в 0.0185 а.е. (2.8 млн.км), а эффективную температуру - в 860К, и показали, что планета должна быстро потерять как водородно-гелиевую, так и углекислотную атмосферу, т.е. быть горячим аналогом Меркурия. Возможно, UCF-1.01 обладает тонкой атмосферой из оксида серы, подобно Ио, спутнику Юпитера (при условии продолжающейся вулканической активности). Впрочем, физические параметры новых планет (как и их планетную природу) еще предстоит уточнить с помощью будущих наблюдений.

Напомню, что звезда GJ 436 - сравнительно близкий (10.2 пк) красный карлик спектрального класса M2.5 V. Его масса оценивается в 0.45 солнечных масс, радиус - в 0.46 солнечных радиусов, светимость близка к 3.5% от светимости Солнца. В 2004 году методом измерения лучевых скоростей рядом с этой звездой был открыт очень теплый нептун GJ 436 b, у которого в 2007 году были обнаружены транзиты (собственно, планета GJ 436 b оказалась первым транзитным нептуном, известным людям). Масса GJ 436 b оценивается в 23.4 масс Земли, радиус - в 4 радиуса Земли, средняя плотность равна 1.69 +0.14/-0.12 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0289 а.е. (~4.34 млн. км) и делает один оборот за 2.6439 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.4245v1.pdf

 

 

17 июля 2012
Три новых транзитных планеты от HATNet
прямая ссылка на эту новость

В настоящий момент работает 7 наземных обзоров, осуществляющих поиск внесолнечных планет транзитным методом: SuperWASP, HATNet, HATSouth, TrES, XO, QES и KELT. Однако по-настоящему результативными среди них являются первые два, обнаружившие уже несколько десятков транзитных экзопланет, в подавляющем большинстве случаев - горячих юпитеров. 16 июля в Архиве электронных препринтов появилась новая статья от HATNet, посвященная открытию еще трех планет этого типа.
Все новые планеты вращаются вокруг ярких звезд спектрального класса F, чьи массы лежат в достаточно узком интервале 1.4-1.5 солнечных масс, а светимость составляет 4-6 светимостей Солнца. Содержание тяжелых элементов у родительских звезд также близко друг к другу и оценивается в 1.5-1.7 солнечного значения.
Масса планеты HAT-P-39 b составляет 0.6 ± 0.1 масс Юпитера, радиус - 1.57 +0.11/-0.8 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.19 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 37 км/сек. Этот рыхлый горячий юпитер вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0509 ± 0.0006 а.е. (~6.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.543870 ± 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценили его эффективную температуру в 1752 ± 43К.
Планета HAT-P-40 b еще более рыхла и имеет среднюю плотность даже ниже, чем HAT-P-39 b: ее масса оценивается в 0.615 ± 0.038 масс Юпитера, радиус достигает 1.73 ± 0.06 радиусов Юпитера, соответственно, средняя плотность планеты равна всего 0.15 ± 0.01 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0608 +0.0006/-0.0015 а.е. (~5.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.45724 ± 0.00001 земных суток, ее эффективная температура - 1770 ± 33К.
Наконец, масса планеты HAT-P-41 b составляет 0.8 ± 0.1 масс Юпитера. Радиус этого горячего гиганта оценивается в 1.685 +0.076/-0.051 радиусов Юпитера, средняя плотность - в 0.20 ± 0.03 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0426 ± 0.0005 а.е. (~5.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.694047 ± 0.000004 земных суток, ее эффективная температура достигает 1941 ± 38К.
Авторы открытия считают новые планеты удобными целями для будущего измерения наклона их орбит к оси вращения родительских звезд с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.3344.pdf

 

 

14 июля 2012
Новая двухпланетная система HD 207832
прямая ссылка на эту новость

Калифорнийская группа (один из старейших научных коллективов, занятых поиском экзопланет) уже 18 лет мониторит лучевые скорости тысяч сравнительно близких и ярких звезд с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека, периодически радуя нас новыми открытиями. 11 июля 2012 года члены группы объявили об открытии двух планет у звезды HD 207832.

Звезда HD 207832 удалена от нас на 54.4 ± 2.7 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 0.94 ± 0.10 солнечных масс, радиус - в 0.901 ± 0.056 солнечных радиусов, светимость близка к 0.77 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды незначительно превышает солнечное значение.
Минимальная масса внутренней планеты HD 207832 b оценивается в 0.56 +0.06/-0.03 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.57 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.13 +0.18/-0.05, и делает один оборот за 162 ± 1 земных суток. Температурный режим HD 207832 b примерно соответствует температурному режиму Венеры.
Минимальная масса внешней планеты HD 207832 c составляет 0.73 +0.18/-0.05 масс Юпитера. Ее орбита более эксцентрична (e = 0.27 +0.22/-0.10), большая полуось оценивается в 2.112 +0.087/-0.045 а.е., орбитальный период - в 1156 +72/-37 земных суток. Температурный режим внешней планеты соответствует Главному поясу астероидов в Солнечной системе.
Авторы открытия поискали свидетельства наличия дополнительных планет в этой системе, но ничего не нашли. По всей видимости, эти планеты имеют слишком малую массу, чтобы быть обнаруженными с помощью спектрографа HIRES, для которого точность измерения лучевой скорости звезды составляет 2-3 м/сек.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.2806.pdf

 

 

13 июля 2012
Планета HD 5388 b оказалась коричневым карликом
прямая ссылка на эту новость

Используя данные, полученные астрометрическим спутником Гиппарх, швейцарские астрономы определили наклонение орбиты и истинную массу объекта HD 5388 b. Как оказалось, орбита HD 5388 b расположена по отношению к земному наблюдателю практически плашмя: наклонение i составило 178.3 +0.4/-0.7 градусов. При минимальной массе (параметре m sin i), равной 1.96 масс Юпитера, истинная масса этого объекта составляет 69 ± 20 масс Юпитера. Таким образом, HD 5388 b является не планетой, а коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/abs/1102.3372

 

 

12 июля 2012
У Плутона открыт пятый спутник
прямая ссылка на эту новость

Открытие было сделано с помощью космического телескопа им. Хаббла, с 26 июня по 9 июля 2012 года наблюдавшего окрестности Плутона с помощью третьей широкоугольной камеры. 29 июня карликовая планета была в противостоянии, и расстояние между нею и Землей оказалось наименьшим (около 31.25 а.е.), что облегчило наблюдения.

Снимок окрестностей Плутона от 7 июля 2012 года, на котором был обнаружен новый спутник (обведен желтым кружком). Темная вертикальная полоса использована для уменьшения относительной яркости Плутона и Харона. Тусклые горизонтальные полосы - артефакты изображения.

Новый спутник - самый маленький и тусклый из известных спутников Плутона: его видимая звездная величина +27, размер оценивается всего в 10-25 км. Орбита спутника еще точно не определена, но предполагается, что он вращается в той же плоскости, что и остальные спутники, на расстоянии примерно 42 тыс. км от планеты (т.е. он ближе Никты, Гидры и пока безымянного четвертого спутника, но дальше Харона).

Спутниковая система Плутона. Оранжевым крестиком показана точка наибольшего сближения АМС "Новые Горизонты" с Плутоном в июле 2015 года.

Информация получена: http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/plutos-moons-fiveandcounting/

 

 

11 июля 2012
Две новые планеты у красных гигантов BD+20 274 и HD 219415
прямая ссылка на эту новость

Изучение планет у звезд красных гигантов позволяет проследить, как меняются планетные системы на последних стадиях звездной эволюции. Так, рядом с красными гигантами почти нет горячих юпитеров - приливное взаимодействие с раздувающейся звездой приводит к быстрой потере углового момента и падению планеты на звезду. Группа польских астрономов, работающая на телескопе им. Хобби-Эберли (HET), уже 8 лет ищет планеты у красных гигантов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Звезда BD+20 274 наблюдалась с октября 2004 по октябрь 2011 года, всего было сделано 43 замера ее лучевой скорости. BD+20 274 - типичный красный гигант: его масса оценивается в 0.8 ± 0.2 солнечных масс, радиус достигает 17.3 ± 0.9 солнечных радиусов, светимость составляет 91 ± 30 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их почти в 3 раза меньше, чем на Солнце. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+9.36), его можно оценить в 680 пк.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты BD+20 274 b оценивается в 4.2 масс Юпитера. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.3 а.е. и эксцентриситетом 0.21 ± 0.06, и делает один оборот за 578.2 ± 5.4 земных суток. Несмотря на достаточно широкую орбиту, он попадает в диапазон очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.136).
Кроме того, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф, что говорит о наличии в системе еще одного небесного тела на широкой орбите (скорее всего, коричневого карлика или маломассивной звезды).

Звезда HD 219415 - тоже красный гигант, но гораздо менее проэволюционировавший, нежели BD+20 274. Его спектральный класс K0 III, масса оценивается в 1.0 ± 0.1 солнечных масс, радиус - в 2.9 ± 0.4 солнечных радиусов, светимость только вчетверо превышает солнечную. Расстояние до звезды, оцененное по ее светимости и видимой звездной величине (+8.94), составляет 120 пк. Лучевая скорость HD 219415 мониторилась с июля 2004 по октябрь 2011 года, всего было сделано 57 замеров.
Минимальная масса планеты HD 219415 b равна массе Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эксцентричной орбите с большой полуосью 3.2 а.е. и эксцентриситетом 0.4 ± 0.09, и делает один оборот за 2093.3 ± 32.7 земных суток (почти 6 лет). Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.92 а.е. в перицентре до 4.48 а.е. в апоцентре, а ее температурный режим - от температурного режима Земли до температурного режима Главного пояса астероидов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.0488.pdf

 

 

10 июля 2012
Первые горячие гиганты, открытые в рассеянном звездном скоплении
прямая ссылка на эту новость

Известно, что около 10% FGK звезд имеют рядом с собой планеты-гиганты ближе так называемой "снеговой линии", которые оказались там в результате миграции в протопланетном диске. Примерно у 1.2% FGK звезд миграция планет-гигантов доходит до очень тесных (с периодом короче 10 суток) орбит. Однако долгое время не удавалось найти ни одного горячего гиганта в рассеянных звездных скоплениях, где молодые солнцеподобные звезды проводят первые сотни миллионов лет своей жизни. К настоящему моменту были известны только две планеты у звезд, входящих в рассеянные звездные скопления: массивный гигант у звезды эпсилон Тельца в Гиадах и тяжелый гигант у звезды NGC 2423 3 в скоплении NGC 2423 - обе у сравнительно массивных звезд и на широких орбитах.

3 июля 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, посвященная поиску горячих юпитеров в рассеянном звездном скоплении М 44, еще называемом "Ясли" или "Улей". Поиск проводился методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на 1.5-метровом телескопе на обсерватории им. Фреда Виппла (Fred L. Whipple). Авторы отобрали 53 сравнительно яркие (видимая звездная величина меньше +12.3) медленно вращающиеся одиночные звезды из примерно 1000 звезд скопления. Возраст "Улья" (а значит, и возраст всех входящих в его состав звезд и планет) оценивается в 578 ± 49 млн. лет.
В результате поисков были обнаружены два горячих юпитера у звезд Pr0201 и Pr0211.
Pr 0201 - звезда спектрального класса F7 V или F8 V, массой 1.234 ± 0.034 солнечных масс и радиусом 1.167 ± 0.121 солнечных радиусов, ее эффективная температура оценивается в 6174 ± 50К. Вокруг нее по круговой орбите вращается горячий гигант с минимальной массой (параметром m sin i), равной 0.54 масс Юпитера, его орбитальный период составляет 4.4264 ± 0.007 земных суток.
Pr 0211 - G-звезда, чья масса оценивается в 0.952 ± 0.040 масс Солнца, радиус - в 0.868 ± 0.078 радиусов Солнца, а эффективная температура - в 5326 ± 50К. Рядом с Pr 0211 находится горячий гигант с минимальной массой 1.844 ± 0.064 масс Юпитера, делающий один оборот за 2.1451 ± 0.0012 земных суток, орбита тоже круговая.

Поскольку у выбранных 53 звезд скопления было найдено 2 горячих юпитера, общая распространенность горячих юпитеров в М 44 составила (с учетом статистических погрешностей) 3.8 +3/-2.5%, что в несколько раз выше, чем в среднем у звезд галактического диска. Авторы открытия объясняют этот факт достаточно высоким содержанием тяжелых элементов у звезд "Улья", в 1.86 раза превышающим солнечное значение. Как известно, распространенность планет-гигантов сильно зависит от металличности родительских звезд - при увеличении количества тяжелых элементов вдвое распространенность планет-гигантов увеличивается вчетверо, что прекрасно согласуется с полученным результатом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.0818.pdf

 

 

8 июля 2012
Новый горячий нептун HD 77338 b
прямая ссылка на эту новость

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд остается на данный момент наиболее результативным методом поиска экзопланет. Высокоточные спектрографы (среди которых безусловным лидером является HARPS) позволяют измерять лучевые скорости звезд с точностью лучшей, чем 1 метр в секунду! Это, в свою очередь, позволяет открывать экзопланеты сравнительно малой массы, сравнимой с массой Урана и даже ниже.

4 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов об открытии горячего нептуна HD 77338 b, совершенного в рамках Калан-Хертфордширского экзопланетного обзора (Calan-Hertfordshire Extrasolar Planet Search) с помощью спектрографа HARPS. Всего было сделано 32 замера лучевой скорости звезды. Инструментальная точность замеров иногда достигала 0.46 м/сек! Однако собственный шум звезды вносил дополнительную неопределенность, так что общая погрешность каждого измерения составила 2-2.5 м/сек.

Итак, звезда HD 77338 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V. Его масса оценивается в 0.93 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.88 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость близка к 0.55 светимостей Солнца. Звезда отличается довольно высоким содержанием тяжелых элементов: по данным авторов открытия, их в 2.2 раза больше, чем в составе нашего дневного ысветила (по другим данным – даже в 3 раза!) Вся система удалена от нас на 40.75 ± 1.76 пк.
Минимальная масса планеты HD 77338 b – 15.9 +4.7/-5.3 масс Земли. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной (возможно, даже круговой) орбите с большой полуосью 0.0614 ± 0.0034 а.е. и эксцентриситетом 0.09 +0.25/-0.09, и делает один оборот за 5.7361 ± 0.0015 земных суток.
Геометрическая вероятность транзита в этой системе составляет 6.4%, однако транзитов обнаружено не было.

Авторы открытия отмечают некоторый недостаток маломассивных планет рядом со звездами, наиболее богатыми тяжелыми элементами. Для планет-гигантов эта зависимость прямо противоположная: распространенность планет-гигантов резко растет с ростом металличности родительских звезд.


Планеты с минимальной массой, меньшей 0.05 масс Юпитера (15.9 масс Земли) на плоскости «Масса планеты - Металличность родительской звезды». Видно отсутствие наиболее легких планет рядом с наиболее металличными звездами. Черными кружками показано положение планеты HD 77338 b для двух вариантов содержания тяжелых элементов в составе звезды HD 77338 – в 2.2 и 3 раза больше, чем на Солнце.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1207.1012.pdf

 

 

5 июля 2012
BD+48 740: планета упала на звезду?
прямая ссылка на эту новость

За последние годы массивные планеты или коричневые карлики были обнаружены примерно у 50 красных гигантов. Планетные системы красных гигантов несколько отличаются от планетных систем звезд на главной последовательности - так, рядом с ними нет горячих юпитеров или планет на резко эксцентричных орбитах. Ученые предполагают, что такая особенность объясняется быстрой приливной эволюцией орбит планет на тесных или эксцентричных орбитах, приводящей к быстрому скруглению орбит или поглощению планет раздувшейся звездой.

Один из возможных примеров такой эволюции представляет собой система BD+48 740. Она включает в себя планету-гигант с минимальной массой (параметром m sin i), равной 1.6 масс Юпитера, вращающейся по широкой (a ~ 1.89 а.е.) эксцентричной (e = 0.67 ± 0.17) орбите вокруг красного гиганта массой 1.5 ± 0.3 солнечных масс и радиусом 11.4 ± 0.7 солнечных радиусов. Звезда отличается необычно большим содержанием лития: для нее A(Li) = 2.33 ± 0.04, тогда как для большинства красных гигантов A(Li) < 0.5, и только несколько процентов таких звезд имеют A(Li) > 1.5.
Как могла образоваться такая система? Авторы открытия предполагают, что несколько миллионов лет назад в ней произошел случай планет-планетного рассеяния. Одна из планет-гигантов упала на звезду, обогатив ее атмосферу литием, а вторая (BD+48 740 b) перешла на текущую высокоэксцентричную орбиту. Событие это могло произойти только совсем недавно по космическим меркам, потому что литий довольно нестойкий элемент - уже при температуре в 2 млн. градусов он вступает в термоядерные реакции с водородом и разрушается, превращаясь в гелий. Участвуя в конвективном движении протяженной оболочки красного гиганта, литий будет погружаться достаточно глубоко в недра звезды и там сгорать. Характерное время сгорания (и исчезновения лития из атмосферы звезды) составляет всего несколько миллионов лет.
В качестве альтернативного объяснения своих наблюдений авторы допускают, что высокий эксцентриситет планеты BD+48 740 b кажущийся и вызван малым числом замеров лучевой скорости звезды (всего было сделано 15 замеров), а в реальности BD+48 740 b представляет собой суперпозицию двух планет на близких к круговым орбитах. Впрочем, высокое содержание лития в атмосфере звезды в этом случае остается необъясненным.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.4938v1.pdf

 

 

2 июля 2012
Распространенность массивных планет у А-звезд
прямая ссылка на эту новость

Насколько распространены планеты разных типов у звезд разной массы? Этот вопрос сейчас интенсивно изучается сразу множеством научных групп. Уже ясно, что планетные системы у звезд красных карликов отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те - от планетных систем звезд промежуточной массы (1.5-3 масс Солнца) спектральных классов А и ранних F. Общая картина складывается постепенно из отдельных кусочков, как паззл, приближая нас к пониманию общих закономерностей планетообразования и строения планетных систем.
18 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских и канадских астрономов, посвященная оценке количества массивных (3-14 масс Юпитера) планет у А-звезд. Для этого были сделаны глубокие инфракрасные снимки ближайших окрестностей молодых (возрастом 8-400 млн. лет) сравнительно близких (19-84 пк) A- и F-звезд. Ученые искали планеты по их собственному инфракрасному излучению. Всего наблюдениями было охвачено 42 звезды.
Что же оказалось? Распространенность массивных планет у А-звезд в интервале расстояний от 5 до 320 а.е. составила 5.9-18.8%, а распространенность коричневых карликов (массами от 15 до 75 масс Юпитера) в том же интервале расстояний - 2-8.9%. Эти данные вполне согласуются с оценками распространенности планет-гигантов у бывших А-звезд, полученными методом измерения лучевых скоростей: количество планет массами 0.2-1.3 масс Юпитера на расстояниях от 0.1 до 3 а.е. от бывших А-звезд оценивается в 11 ± 2%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.4048.pdf

 

 

1 июля 2012
Измерена масса и наклонение орбиты горячего гиганта тау Волопаса b
прямая ссылка на эту новость

Тау Волопаса b - один из первых горячих юпитеров, ставших известными людям. Планета была открыта методом измерения лучевых скоростей родительской звезды еще в 1996 году. Этот массивный гигант с минимальной массой (параметром m sin i), равной 3.9 масс Юпитера, вращался вокруг своей звезды на расстоянии 0.046 а.е. и делал один оборот за 3.3135 земных суток. Поскольку транзитов в этой системе нет, наклонение орбиты i и истинная масса гиганта долго оставались неизвестными.
Получив инфракрасные спектры звезды (точнее, системы звезда+планета) высочайшего качества, европейские астрономы смогли зафиксировать доплеровский сдвиг линий угарного газа, образующихся в атмосфере планеты. Проследив, как меняется этот сдвиг в зависимости от фазового угла и исключив линии угарного газа, образующиеся в земной атмосфере, ученые смогли измерить амплитуду лучевой скорости планеты тау Волопаса b, оказавшейся равной 110 ± 3.2 км/сек. Лучевая скорость планеты менялась в противофазе с лучевой скоростью звезды, чья амплитуда составляла 466.4 ± 3.3 м/сек, что сразу же позволило вычислить отношение масс звезды и планеты. Это отношение составило 236 ± 7. Зная массу звезды тау Волопаса (1.34 ± 0.05 масс Солнца), стало возможным получить и массу планеты - 5.95 ± 0.28 масс Юпитера, а также вычислить наклонение орбиты планеты к лучу зрения - 44.5 ± 1.5 градусов.
Линии метана и водяного пара обнаружены не были, что дало верхние пределы на распространенность этих газов в атмосфере тау Волопаса b: концентрация метана не превышает содержания угарного газа, а концентрация водяного пара не превышает пятикратной концентрации CO. Как мы видим, полученные пределы довольно мягкие. Кроме того, авторы открытия пришли к выводу, что атмосфера планеты тау Волопаса b не имеет слоя с температурной инверсией (т.е. температура атмосферы над слоем, где формируются линии угарного газа, падает, а не растет с высотой).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.6197v1.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2