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

30 июня 2013
Kepler-66 b и Kepler-67 b – транзитные планеты из рассеянного скопления NGC 6811
прямая ссылка на эту новость

В настоящее время большинство звезд формируется в рассеянных звездных скоплениях, чья плотность составляет менее тысячи звезд на кубический парсек. С течением времени внутренние динамические процессы в скоплении и взаимодействие с гигантскими молекулярными облаками Галактики приводят к уходу звезд из скопления, и за сотни миллионов лет скопление постепенно рассеивается. Только ~5% скоплений доживают до возраста 1 млрд. лет – за счет того, что их начальная плотность была выше (~103-104 звезд на куб. парсек). Одним из таких относительно старых рассеянных скоплений является скопление NGC 6811.

Сейчас известно около девяти сотен внесолнечных планет, но только четыре из них обнаружены у звезд, входящих в состав рассеянных скоплений. Физические условия в скоплениях отличаются от физических условий в диске Галактики: находясь в плотном скоплении, звезды гораздо чаще сближаются друг с другом и возмущают свои планетные системы. Должно ли это приводить к дефициту планет в рассеянных скоплениях?

Чтобы ответить на этот вопрос, группа астрономов проанализировала кривые блеска 377 звезд, входящих в состав рассеянного скопления NGC 6811, полученные космическим телескопом им. Кеплера. В результате ученые обнаружили две транзитные планеты радиусом 2.8 и 2.9 радиусов Земли у двух солнцеподобных звезд. Из-за слабости звезд массу планет измерить не удалось, но их планетная природа была подтверждена стандартной процедурой «валидации» (поиском и исключением астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Вероятность ложного открытия составляет 0.19% для планеты Kepler-66 b и 0.24% – для планеты Kepler-67 b.

Авторы открытия провели статистический анализ возможности Кеплера находить планеты в этом скоплении и нашли, что при частоте встречаемости планет, равной частоте встречаемости планет у звезд поля, Кеплер должен был найти в скоплении 4 ± 2 планеты, из них 2.2 ± 1.5 мини-нептуна. Этот результат вполне согласуется с двумя найденными мини-нептунами Kepler-66 b и Kepler-67 b. Отсюда авторы делают вывод, что планеты у звезд, входящих в состав рассеянного скопления NGC 6811, встречаются так же часто, как и у звезд галактического диска, не входящих в скопления.


Ожидаемое количество планет в рассеянном скоплении NGC 6811, которые мог бы обнаружить «Кеплер», в зависимости от их радиусов и орбитальных периодов (при условии, что распространенность планет разных типов в этом скоплении такая же, как и у звезд поля). Розовой и голубой полоской отмечен диапазон погрешностей для планет Kepler-66 b и Kepler-67 b, соответственно. Видно, что «Кеплер» обнаружил именно те планеты, вероятность обнаружить которые была больше всего.

Что же за планеты обнаружил «Кеплер»?

Kepler-66 b – мини-нептун радиусом 2.80 ± 0.16 радиусов Земли, вращающийся вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.135 ± 0.002 а.е. и делающий один оборот за 17.81582 ± 0.00008 земных суток. Его родительская звезда имеет спектральный класс G0 V, масса звезды оценивается в 1.04 ± 0.04 солнечных масс, а радиус – в 0.97 ± 0.04 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов также близко к солнечному.

Kepler-67 b – еще один мини-нептун с радиусом 2.94 ± 0.16 радиусов Земли. Его орбитальный период – 15.7259 ± 0.0001 земных суток, расстояние между планетой и звездой – 0.117 ± 0.0015 а.е. Его родительская звезда несколько легче и холоднее Солнца: ее спектральный класс G9 V, масса 0.865 ± 0.034 солнечных масс, радиус 0.78 ± 0.03 солнечных радиусов.

Рассеянное скопление NGC 6811 удалено от нас на 1107 ± 90 пк, его возраст оценивается в 1.00 ± 0.17 млрд. лет. Обе новые планеты попадают в область очень теплых планет.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1307/1307.5842.pdf

 

 

25 июня 2013
О темпах утраты воды планетами земного типа
прямая ссылка на эту новость

Фотолиз воды и убегание водорода из верхних слоев атмосферы играет ключевую роль в эволюции климата планет земного типа. Однако эти процессы еще далеки от понимания. Планеты земного типа в Солнечной системе демонстрируют драматически разный уровень содержания воды на поверхности и в атмосфере. Если всю воду, что присутствует на Марсе, разлить по его поверхности равномерным слоем, толщина этого слоя составит 7-20 метров. На Земле глубина аналогичного слоя составит 2.5 километров, а на Венере – менее 20 см. На Марсе вода существует в виде льда, сконцентрированного в основном в полярных шапках, на Земле она формирует жидкие океаны и отчасти – околополярные ледники, на Венере присутствует в виде водяного пара в атмосфере.
Чем вызвана эта разница (особенно впечатляющая в случае Земли и Венеры) – пока не ясно. Возможно, сухость Венеры и «влажность» Земли вызваны как начальными условиями при формировании этих планет, так и разным темпом утраты воды в процессе климатической эволюции.
Высокое отношение содержания дейтерия к водороду (D/H) в современной атмосфере Венеры – оно в 120 раз превышает аналогичную величину для Земли – говорит о том, что ранее Венера была гораздо богаче водой, чем сейчас, но впоследствии эту воду утратила. Однако отношение изотопов неона и аргона говорит о том, что Венера никогда не была богата водой настолько, насколько ею богата Земля. Видимо, утрата воды произошла еще на ранней стадии эволюции Венеры.

Утрата воды планетой происходит путем фотолиза водяного пара в верхней атмосфере. Но водяной пар в верхнюю атмосферу еще должен попасть. Ключевую роль здесь играет наличие «холодной ловушки» (cold trap) – атмосферного слоя, где температура воздуха достигает минимума. Попадая в «холодную ловушку», водяной пар конденсируется и выше почти не попадает. Чем ниже температура «холодной ловушки», тем труднее водяному пару попасть в верхнюю атмосферу и подвергнуться фотолизу.
Углекислый газ влияет на проницаемость «холодной ловушки» двояко. С одной стороны, он способствует испарению воды из-за увеличения температуры поверхности вследствие парникового эффекта. С другой – ИК-излучение молекул углекислого газа в полосах вблизи 4.3 и 15 мкм эффективно охлаждает атмосферу и способствует понижению температуры «холодной ловушки».

Два американских астронома, Р. Вордсворт (R. D. Wordsworth) и Р. Пьерхамберт (R. T. Pierrehumbert), построили сетку одномерных климатических моделей, в которых рассчитали темпы утраты воды при разных предположениях относительно содержания в атмосфере планеты углекислого газа и молекулярного азота, а также в зависимости от массы планеты, уровня инсоляции, спектрального класса родительской звезды, и ряда других факторов.

Что же получилось?
Сначала Вордсворт и Пьерхамберт рассчитали мощность исходящего от планеты теплового излучения и альбедо. Была получена сетка моделей для планеты земного типа, обладающей азотной атмосферой, аналогичной земной, и земной же силой тяжести, при 100%-ной влажности воздуха, но разном содержании углекислого газа. Видно, что по мере роста количества углекислого газа мощность уходящего в космос теплового излучения падает, а температура поверхности растет. Также с ростом количества углекислоты увеличивается альбедо планеты.


Мощность уходящего теплового излучения (а), а также альбедо планеты (случай b соответствует планете у солнцеподобной звезды, случай c – планете у М-карлика) в зависимости от температуры поверхности.

Полученные атмосферные модели в самом широком диапазоне параметров демонстрировали схожий вид температурных профилей. Средняя атмосфера эффективно охлаждалась ИК-излучением молекул углекислого газа и водяного пара, в то время как нижняя атмосфера эффективно нагревалась, причем нагрев нижней атмосферы становился особенно заметным в случае M-карликов (в сравнении с солнцеподобными звездами).


Температурные профили и удельное содержание водяного пара для планеты с земным содержанием азота и равным азоту количеством углекислого газа. В этой модели уровень инсоляции принят равным 0.85 земного. Красной и синей пунктирной линиями показаны два варианта модели. Видно, что в обоих случаях ИК-излучение молекул углекислого газа охлаждает среднюю атмосферу до ~150К, приводя к очень низкому содержанию в этой области водяного пара (формируется эффективная «холодная ловушка»).



Зависимость температуры поверхности от парциального содержания углекислого газа в атмосфере (слева) и парциальное содержание водяного пара в «холодной ловушке» (справа) для трех вариантов атмосферных моделей. Цветными линиями показан разный уровень инсоляции (от 0.7 до 1.2 земных). Видно, что высокое содержание углекислого газа способствует сохранению воды, а увеличение инсоляции, напротив, ее потере из-за высокого темпа диффузии водяного пара через «холодную ловушку».

Заметим, что переход от состояния с эффективной «холодной ловушкой» и низким темпом потери воды к состоянию с высокой влажностью стратосферы и высоким темпом потери воды происходит при росте инсоляции достаточно резко. При этом большее количество углекислого газа способствует понижению температуры «холодной ловушки» и сохранению воды.

До описанного момента авторы исследования рассматривали модели атмосферы с фиксированным содержанием азота, равным земному, но с переменным количеством углекислого газа. Но что будет, если менять и содержание азота тоже? Как азот влияет на сохранение воды? Как показывают расчеты, увеличение содержания азота достаточно сложным образом влияет на температуру поверхности, но однозначно понижает количество водяного пара в «холодной ловушке» и, тем самым, способствует сохранению воды. Напротив, уменьшение количества азота повышает темп диффузии водяного пара через стратосферу. В предельном случае полного отсутствия азота и углекислого газа фотолиз воды происходит при любой температуре, даже очень низкой (так происходит фотолиз льда на поверхности безатмосферных ледяных спутников планет Солнечной системы).


Зависимость температуры поверхности и относительное содержание водяного пара в «холодной ловушке» от содержания углекислого газа для четырех разных случаев: сплошной красной линией показан случай земного содержания азота и земной силы тяжести, пунктирной красной линией – земное содержание азота и ускорение свободного падения, равное 25 м/с2 (вариант суперземли). Синей сплошной линией показан случай с земной силой тяжести и 5-кратным содержанием азота, синей пунктирной – 5-кратное содержание азота и ускорение свободного падения 25 м/с2.

В случае отсутствия в атмосфере «холодной ловушки» утрата воды планетой происходит очень быстро. Так, при современном уровне солнечного ультрафиолетового излучения с длиной волны короче 196 нм, способного разрушать молекулы воды, темп этого разрушения составляет 2·1012 молекул/см2 сек, что (при оттоке водорода) может привести к утрате 3.2 земных океанов за 1 млрд. лет. Но и в этом случае углекислый газ способствует сохранению воды (рисунок ниже):

Окончательно, авторы исследования составили график, отражающий темп потери воды планетой земного типа для разных случаев: а) для планеты земного типа, находящейся на расстоянии 1 а.е. от звезды, аналогичной Солнцу, в зависимости от времени, b) у М3-карлика с умеренной активностью (за образец была взята звезда GJ 436), в зависимости от расстояния до звезды, и c) у активного М-карлика.


Темп утраты воды в зависимости от содержания в атмосфере планеты углекислого газа для землеподобной планеты, вращающейся на расстоянии 1 а.е. от аналога Солнца (вариант а), для планеты у спокойного красного карлика (вариант b) и у вспыхивающего красного карлика (вариант с). Количество утраченной воды выражено в десятичном логарифме "количества земных океанов" и показано цветом.

Как следует из их расчетов, темп потери воды в первом случае достигает максимума при содержании углекислого газа с парциальным давлением 0.01-1 атмосферы и снижается как при уменьшении, так и при увеличении этого количества. В случае, если атмосфера Земли содержала бы 0.1 атм. углекислоты, гидросфера была бы ею уже в значительной степени утрачена. Быстрая утрата воды ожидает Землю примерно через миллиард лет, когда из-за возросшей светимости Солнца поднимется температура земной «холодной ловушки», и стратосфера станет насыщаться водяным паром.
В случае планеты земного типа, вращающейся вокруг спокойного красного карлика, максимальный темп потери воды достигается при содержании углекислого газа с парциальным давлением ~0.01 атм. Но и в этом (самом плохом) случае планета, находящаяся в обитаемой зоне, потеряет только незначительную долю своей воды (~10-4 земных океанов). Хуже, но тоже не фатальна, ситуация с планетой у активного красного карлика. Здесь темп потери воды выше, так что планета в обитаемой зоне может потерять 0.01-0.1 земных океанов, что может быть критично для изначально сухих планет.

Авторы планируют расширить и углубить свои модели, включив в них также расчет источников углекислого газа (уровень вулканизма) и темп его связывания путем реакции с силикатными горными породами (с образованием карбонатов). Также они собираются перейти от одномерных к 3D-моделям, что позволит существенно уточнить полученные выводы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.3266.pdf

 

 

20 июня 2013
HD 112410 b: массивная планета у желтого гиганта
прямая ссылка на эту новость

Уже давно известно, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд и тем более звезд красных карликов. Планеты у звезд промежуточной массы, как правило, массивны и расположены на сравнительно широких орбитах с невысоким эксцентриситетом.
Пока звезды массой 1.3-3 солнечных масс находятся на главной последовательности, поиск планет рядом с ними затруднен или вовсе невозможен (во всяком случае, методом измерения лучевых скоростей) из-за быстрого вращения таких звезд и отсутствия в их спектре узких линий поглощения. Однако после схода с главной последовательности радиус звезд увеличивается, температура фотосферы и скорость вращения падают, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, по смещению которых можно измерелять лучевые скорости с приемлемой точностью.

17 июня 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию массивной планеты у желтого гиганта HD 112410 (HIP 63242). Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе обсерватории в Ла Силья (Чили). Точность измерения лучевой скорости звезды составила 5-8 м/сек, всего было сделано 16 замеров на протяжении примерно трех лет.

Итак, HD 112410 – желтый гигант спектрального класса G8 III, удаленный от нас на 134.8 ± 9.5 пк. Его масса оценивается в 1.54 ± 0.05 солнечных масс, светимость достигает 42.7 ± 0.08 солнечных светимостей. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 112410 b составляет 9.2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.57 а.е. и эксцентриситетом 0.23, и делает один оборот за 124.6 земных суток.
Если наклонение орбиты i будет меньше 45°, то HD 112410 b окажется не планетой, а коричневым карликом. Из-за высокой светимости звезды объект попадает в область горячих планет.

Авторы открытия отмечают, что расстояние между планетой и звездой в системе HD 112410 является одним из самых маленьких среди планетных систем звезд промежуточной массы.


Известные внесолнечные планеты на плоскости «большая полуось орбиты планеты – масса звезды». Черными точками показаны планеты у звезд главной последовательности, синими звездочками – планеты у звезд-субгигантов, красными кружками – планеты у звезд гигантов. Красным треугольником показана HD 112410 b .

Видно, что звезды гиганты практически лишены планет, расположенных ближе 0.6 а.е. Причины этого дефицита планет на тесных орбитах пока не ясны.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.3939.pdf

 

 

15 июня 2013
Поиск в Плеядах: массивных планет на широких орбитах не найдено
прямая ссылка на эту новость

Молодые массивные планеты-гиганты в течение десятков и сотен миллионов лет после своего образования остаются достаточно горячими, чтобы их собственное тепловое излучение можно было зафиксировать крупнейшими наземными телескопами. Несколько таких планет уже открыто на снимках (например, планеты системы HR 8799 и гигант у звезды бета Живописца). Анализ распределения величины большой полуоси орбит у планет-гигантов позволит сделать выбор между двумя конкурирующими теориями образования таких планет: теории аккреции на ядро и теории гравитационной неустойчивости в протопланетном диске.
Согласно теории аккреции на ядро планеты-гиганты образуются в результате аккреции вещества протопланетного диска на «планетный эмбрион» массой в несколько масс Земли, состоящий из пыли и льдов; по этой теории планеты-гиганты образуются недалеко от снеговой линии (в Солнечной системе – на расстоянии 5-10 а.е. от Солнца). Согласно теории гравитационной неустойчивости в протопланетном диске планеты-гиганты образуются в результате коллапса вещества диска на широких (от нескольких десятков до сотен а.е.) орбитах. Поскольку планета может оказаться вдали от звезды и в результате миграции или планет-планетного рассеяния, очень важно собрать статистические данные о распространенности массивных планет на широких орбитах.

Руководствуясь этими соображениями, большой коллектив японских астрономов провел поиск массивных планет на широких орбитах у звезд, входящих в рассеянное скопление Плеяды. Звезды, входящие в это скопление, имеют близкий возраст (~125 млн. лет), и удалены от нас примерно на одинаковое расстояние (~135 пк), что облегчает анализ данных.
Наблюдения велись на телескопе Субару с помощью инструмента HiCIAO в полосах H и Ks (ближний ИК-диапазон).

В рамках своей наблюдательной программы японцы обнаружили 13 подозрительных объектов в окрестностях 9 звезд. Однако измерение собственного движения кандидатов показало, что 5 из них являются звездами фона, один объект вообще не нашли на новых снимках, еще 5 нуждаются в дальнейших наблюдениях. В результате авторы подтвердили два коричневых карлика, которые уже были известны ранее (оба с массами ~60 масс Юпитера). Новых планет (или других субзвездных объектов) обнаружить не удалось.

Глубина снимков, полученных в полосе H, достигала 20.3 видимой звездной величины. Исходя из этого, японские астрономы оценили эффективность своих поисков. По их мнению, проведенный обзор был способен обнаружить 90% планет с массами от 6 до 12 масс Юпитера, удаленных на 50-1000 а.е. от своих звезд. Из факта отсутствия таких планет был получен верхний предел на распространенность массивных планет на широких орбитах – 17.9% (с достоверностью 2 стандартных отклонения).

Этот результат согласуется и с другими подобными оценками. Так, Lafreniére с коллегами получил верхний предел на распространенность планет с массами 0.5-13 масс Юпитера на орбитах 50-250 а.е. в 9.3% на одну звезду. Аналогичный верхний предел (10%) был получен Chauvin для планет с массой больше массы Юпитера на орбитах 10-500 а.е. Наконец, Vigan с коллегами оценил количество планет с массами 3-14 масс Юпитера на орбитах 5-320 а.е. (для звезд ранних спектральных классов – от A0 до F5) в 8.7 +10.1/-2.8%. Судя по всему, массивные планеты-гиганты на широких орбитах действительно встречаются достаточно редко.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.3100.pdf

 

 

13 июня 2013
MOST все-таки обнаружил транзиты суперземли HD 97658 b, но в другое время
прямая ссылка на эту новость

30 мая 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья американских и канадских астрономов, посвященная новым наблюдениям системы HD 97658 канадским спутником MOST. Во время предыдущих наблюдений, проведенных 11 и 12 апреля 2012 года, MOST не обнаружил транзитов суперземли HD 97658 b в предсказанное время. Из этого был сделан вывод, что либо радиус HD 97658 b меньше 2.1 радиусов Земли, либо эта планета вообще не является транзитной.

Однако канадские астрономы на этом не успокоились, а провели новые наблюдения системы HD 97658, на этот раз с более широким охватом фазового угла. Наблюдения проводились 10, 19, 29 марта и 7 апреля 2013 года. И транзиты HD 97658 b все-таки были обнаружены – на 6 стандартных отклонений раньше предсказанного времени!

Итак, согласно последним данным, радиус HD 97658 b составляет 2.34 +0.18/-0.15 радиусов Земли, что при массе 7.86 ± 0.73 масс Земли приводит к средней плотности 3.44 +0.91/-0.82 г/куб.см. Таким образом, радиус у HD 97658 b оказывается чуть больше, чем у горячей суперземли 55 Cancri e, при том, что HD 97658 b гораздо прохладнее. При нулевом альбедо и при отсутствии эффективного теплопереноса на ночную сторону планеты температура ее дневного полушария оказывается равной 1030К, при наличии же эффективного теплопереноса эта температура падает до 730К (для сравнения, температура дневного полушария 55 Cancri e достигает 2360 ± 300К).

Каким может быть состав HD 97658 b? Величина средней плотности этой планеты открывает большой простор для предположений. Эта суперземля может состоять из железокаменного ядра и обширной атмосферы из легких газов, а может включать в себя значительную долю льдов.

Известные легкие транзитные экзопланеты на плоскости «масса-радиус». Красным значком отмечена HD 97658 b. Линии обозначают зависимости масса-радиус для (снизу вверх) железных; каменных планет; планет, на 50% состоящих изо льда + 40% каменная мантия + железное ядро; планет, на 100% состоящих изо льда.

Яркость звезды и достаточно большое отношение радиуса планеты к радиусу звезды (Rpl /Rstar = 0.0291 ± 0.0014) делает эту систему идеальной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба. Трансмиссионная спектроскопия планеты HD 97658 b позволит определить состав ее атмосферы и существенно ограничить модели ее внутреннего строения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.7260v1.pdf

 

 

12 июня 2013
Третий горячий гигант от наземного транзитного обзора HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Пока команда Кеплера занимается обработкой огромного массива фотометрических данных, полученных этим космическим телескопом, наземные транзитные обзоры продолжают прочесывать небо в поисках доступных планет. Из-за влияния неспокойной земной атмосферы, размывающей кривую блеска, и быстрого падения вероятности транзитной конфигурации с увеличением расстояния между планетой и звездой такими планетами становятся, как правило, горячие юпитеры. Не стала исключением и планета HATS-3 b.

4 июня 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей планеты обзором HATSouth. Ею стал горячий гигант на 3.5479-дневной орбите, чьи параметры отчасти зависят от принятой модели его орбиты. Если принять эксцентриситет орбиты HATS-3 b строго равным нулю, то его масса окажется равной 1.07 ± 0.14 масс Юпитера, радиус – 1.38 ± 0.035 радиусов Юпитера, средняя плотность – 0.51 ± 0.07 г/куб.см, а эффективная температура – 1648 ± 24К. Если же принять эксцентриситет орбиты равным 0.25 ± 0.11 (что лучше описывает зависимость лучевой скорости звезды HATS-3 от фазы орбиты), то масса гиганта окажется равной 1.14 ± 0.15 масс Юпитера, радиус – 1.70 ± 0.24 радиусов Юпитера, средняя плотность – 0.28 +0.018/-0.08 г/куб.см, а эффективная температура – 1816 ± 127К. Большая полуось орбиты в обоих случаях оказывается близкой к 0.05 а.е.


Зависимость лучевой скорости звезды от орбитальной фазы допускает два решения для эксцентриситета орбиты планеты HATS-3 b : равный нулю (соответствующее решение показано сплошной линией) и равный 0.25 (показано пунктирной линией).

Авторы статьи отмечают, что сравнительно большой радиус планеты и достаточно высокая скорость вращения звезды делают эту систему удобной целью для измерения наклона орбиты планеты к звездному экватору с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Кроме всего прочего, авторы попытались оценить плотность распределения известных транзитных горячих гигантов с массами больше 0.5 масс Юпитера и периодами короче 10 суток на плоскости «масса-радиус». Картина получилась довольно любопытная:

Плотность распределения 125 транзитных горячих юпитеров на плоскости «масса-радиус». Черным значком показана планета HATS-3 b.

Будущее покажет, является ли наличие двух (или четырех?) скоплений горячих юпитеров на этой диаграмме статистическим «глюком», или оно отражает некие закономерности образования и эволюции таких планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.0624v1.pdf

 

 

11 июня 2013
Количество надежных транзитных кандидатов Кеплера увеличилось до 3216
прямая ссылка на эту новость

6 июня был обновлен каталог интересных объектов Кеплера (KOI): его пополнили 503 новых надежных транзитных кандидата. С учетом пополнения, общее число транзитных кандидатов Кеплера достигло 3216.

Текущая версия каталога основана на анализе данных, полученных за первые 12 наблюдательных кварталов Кеплера (Q1-Q12). Напомню, что космический телескоп им. Кеплера вышел из строя во время проведения 17-го наблюдательного квартала.


Транзитные кандидаты Кеплера на плоскости «орбитальный период – радиус». Серым показаны транзитные кандидаты, представленные на начало 2013 года, голубым – новые 503 кандидата, зеленым – новые кандидаты, попадающие в обитаемую зону своих звезд. Диаграмма любезно предоставлена Виктором Ясинским.

Информация получена: http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/

 

 

8 июня 2013
Трехпланетная система у красного карлика Gliese 163
прямая ссылка на эту новость

4 июня 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась долгожданная статья о системе Gliese 163, слухи о которой ходили уже около года. После 8 лет наблюдений с помощью спектрографа HARPS у сравнительно близкого красного карлика Gliese 163 было обнаружено три планеты и заподозрено существование еще двух, причем одна из достоверно обнаруженных планет находится в обитаемой зоне.

Gliese 163 (HIP 19394) – типичный красный карлик спектрального класса M3.5 V. Его масса оценивается в 0.40 ± 0.04 солнечных масс, а светимость составляет всего 0.022 ± 0.003 солнечных. Он отличается низким уровнем хромосферной активности, позволяющим измерять его лучевую скорость с достаточно высокой точностью (не хуже 2.8 м/сек). Система удалена от нас на 15.0 ± 0.4 пк.

Женевская группа мониторила Gliese 163 в течение 8.2 лет: первый замер лучевой скорости звезды был сделан 30 октября 2003 года, последний – 4 января 2012 года, всего было сделано 154 замера. Европейские астрономы проанализировали данные с помощью нескольких математических методов и получили сходные результаты. Как оказалось, вокруг звезды Gliese 163 вращается как минимум три планеты, наличие еще двух заподозрено (но для их подтверждения нужны дополнительные наблюдения).

Внутренняя планета системы Gliese 163 b – легкий нептун с температурным режимом Меркурия. Его минимальная масса (параметр m sin i) оценивается в 10.6 ± 0.6 масс Земли, орбитальный период составляет 8.631 ± 0.002 земных суток. Формально эксцентриситет его орбиты равен 0.073 ± 0.05, однако из анализа устойчивости всей системы авторы получили значительно меньшее значение – 0.0106. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0607 а.е.

Средняя планета Gliese 163 c, скорее всего, тоже является легким нептуном (хотя может быть и океанидой). Ее минимальная масса составляет 6.8 ± 0.9 масс Земли, она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.1254 а.е. и делает один оборот за 25.63 ± 0.026 земных суток. Ее температурный режим является промежуточным между тепловым режимом Земли и Венеры, при этом авторы отмечают, что при альбедо 0.34-0.89 эффективная температура планеты может составлять 175-270К. Заманчиво было бы записать эту планету в потенциально обитаемые, но мощный парниковый эффект в плотной атмосфере неизбежно превратит Gliese 163 c в парилку. Формально эксцентриситет орбиты этой планеты оценивается в 0.099 ± 0.086, но из анализа устойчивости системы авторы получили значение 0.0094 (т.е. орбита и этой планеты практически круговая).

Внешняя планета Gliese 163 d удалена уже на 1.03 ± 0.009 а.е. и имеет температурный режим, промежуточный между температурным режимом Юпитера и Сатурна. Ее минимальная масса составляет 29.4 ± 2.9 земных масс, орбитальный период – 604 ± 8 земных суток. В отличие от двух внутренних планет, орбита Gliese 163 d отличается заметным эксцентриситетом – 0.37 ± 0.08 формально и 0.399 из анализа устойчивости всей системы.

Лучевая скорость звезды демонстрирует еще 2 колебания с периодами 19.46 и 108.4 земных суток, однако авторы статьи склонны связать их с проявлениями активности самой звезды и не торопятся объявить их дополнительными планетами. Их истинную природу должны прояснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.0904.pdf

 

 

7 июня 2013
WASP-79 b: горячий юпитер на полярной орбите
прямая ссылка на эту новость

4 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья группы австралийских астрономов, посвященная измерению наклона орбиты транзитного горячего гиганта WASP-79 b с помощью эффекта Мак-Лафлина. Планета WASP-79 b была обнаружена в рамках наземного транзитного обзора SuperWASP и подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды; ее масса оценивается в 0.90 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.70 ± 0.11 радиусов Юпитера (по другим данным – даже 2.09 ± 0.14 радиусов Юпитера). Неопределенность в определении радиуса планеты вызвана неопределенностью в определении радиуса звезды: если звезда WASP-79 находится на главной последовательности, ее радиус составит 1.64 ± 0.08 солнечных радиусов, а если она субгигант – то 1.91 ± 0.09 солнечных радиусов (по спектру нельзя сделать однозначных выводов).
Орбитальный период планеты составляет 3.66238 земных суток.

Как оказалось, наклон орбиты WASP-79 b достигает -106 +10/-8 градусов (если считать звезду WASP-79 находящейся на главной последовательности) или -85 +13/-33 градусов (если считать ее субгигантом). Оба значения достаточно близки друг к другу и соответствуют планете на орбите, близкой к полярной.

В целом, на полярных или ретроградных орбитах находится примерно 10% горячих гигантов (7 из 70, для которых был измерен наклон орбиты относительно экватора звезды).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.0878.pdf

 

 

5 июня 2013
Получены снимки планеты-гиганта у молодой звезды HD 95086
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство внесолнечных планет, открытых на данный момент, обнаружено косвенными методами. Наличие планеты определяется или по ее гравитационному влиянию на родительскую звезду, или по ослаблению блеска звезды, когда планета проходит по ее диску и, таким образом, частично затмевает ее для земного наблюдателя, или по степени усиления блеска фоновой звезды под влиянием гравитационного поля системы «планета + звезда». Обнаружить планету у далекой звезды непосредственно на снимках – исключительно трудная задача из-за высокого контраста между планетой и звездой и малого (доли угловой секунды) углового расстояния между ними. В самом лучшем случае отношение блеска звезды к блеску ее планеты, светящей отраженным звездным светом, достигает 109 в оптическом и 106 в инфракрасном диапазонах.

Важным исключением из этого правила являются молодые горячие планеты-гиганты, удаленные на десятки астрономических единиц от своих звезд. Нагретые до высоких температур (~1000К), такие планеты являются достаточно яркими источниками инфракрасного излучения, чтобы их снимки можно было получить на крупнейших наземных телескопах. К настоящему моменту уже получены снимки четырех планет-гигантов в системе HR 8799 и планеты у звезды бета Живописца, а также формирующейся планеты у (прото)звезды LKCA 15. Некоторые недавно обнаруженные слабые спутники молодых звезд могут быть легкими коричневыми карликами.

31 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов, посвященная открытию планеты-гиганта у молодой звезды HD 95086. Планета была открыта на снимках, полученных на волне 3.8 мкм на Очень большом телескопе в январе 2012 года, и подтверждена в марте 2013 года, в обоих случаях с помощью камеры L27. Судя по отсутствию этого объекта на снимках, сделанных на волне 2.18 мкм, его температура составляет 1000 ± 200К и соответствует планете массой 5 ± 1 масс Юпитера при возрасте системы 17 ± 2 млн. лет или 4 ± 1 масс Юпитера при возрасте 10 млн. лет. Планету и звезду разделяет угловое расстояние 623.9 ± 7.4 миллисекунд, что для системы, удаленной от нас на 90.4 ± 3.4 пк, соответствует линейному расстоянию 56.4 ± 0.7 а.е. (в проекции на небесную сферу). 

Родительская звезда HD 95086 является членом ассоциации LCC (Lower Centaurus Crux), чей возраст оценивается одними авторами в 17 ± 2 млн. лет, а другими – примерно в 10 млн. лет. Ее масса составляет 1.6 солнечных, спектральный класс A8 III. Звезда окружена массивным пылевым диском, чья болометрическая светимость достигает 10-3 светимости Солнца.

Авторы открытия обсуждают пути формирования планеты HD 95086 b на таком большом расстоянии от звезды и приходят к выводу, что она могла сформироваться как в результате гравитационной неустойчивости в протопланетном диске, так и в результате аккреции на ядро. В последнем случае она оказалась на своей текущей орбите в результате миграции из внутренней части планетной системы, где на более тесной орбите должна находиться, как минимум, еще одна планета-гигант. Выбрать между двумя этими сценариями помогут дальнейшие наблюдения (которые помогут определить в том числе и орбитальный эксцентриситет планеты HD 95086 b).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.7428v1.pdf

 

 

28 мая 2013
Атмосфера GJ 1214 b: все-таки из водяного пара?
прямая ссылка на эту новость

Транзитная суперземля у красного карлика GJ 1214 была открыта в 2009 году наземным транзитным обзором MEarth. Данные о массе и радиусе этой планеты несколько раз уточнялись; в настоящий момент считается, что ее масса равна 6.2 ± 0.9 земных масс, радиус – 2.74 ± 0.06 земных радиусов, что приводит к средней плотности 1.6 ± 0.6 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0148 а.е. (2.2 млн. км) и делает один оборот за 1.5804 земных суток. В зависимости от альбедо ее эффективная температура оценивается от 575 ± 14К (при нулевом альбедо) до 406 ± 11К при альбедо, равном 0.75 (альбедо Венеры).

Данной средней плотности может отвечать разный химический состав. GJ 1214 b может быть мини-нептуном с протяженной водородно-гелиевой атмосферой, а может оказаться океанидой с преобладанием водяного льда. Для выяснения состава GJ 1214 b мало знать ее размеры и массу, нужно еще как-то выяснить химический состав ее атмосферы. В случае транзитных планет это делается методом трансмиссионной спектроскопии, т.е. изучении зависимости глубины транзитов от длины световой волны.

Спектральные исследования GJ 1214 b проводились неоднократно разными авторами и на различных инструментах. Почти сразу же была исключена лишенная облаков водородно-гелиевая атмосфера с солнечным химическим составом – модели предсказывали для нее спектральные особенности, которые достоверно не были обнаружены в спектре GJ 1214 b. В настоящий момент друг с другом конкурируют две достаточно проработанные гипотезы: атмосфера из водяного пара и водородно-гелиевая атмосфера с непрозрачной высотной дымкой, сложенной из сложных органических соединений вроде толиновой дымки в атмосфере Титана.


Зависимость отношения радиуса планеты к радиусу звезды для разных длин волн. Зеленой линией показана эта же зависимость в случае безоблачной водородно-гелиевой атмосферы солнечного состава, красной линией - водородно-гелиевая атмосфера с непрозрачной высотной дымкой, синей линией – атмосфера из водяного пара.

Чтобы поставить точку в давнем споре, группа канадских и голландских астрономов сравнила глубину транзитов планеты GJ 1214 b в синих лучах (спектральная полоса B) и красных лучах (спектральная полоса R). Ученые исходили из того, что в протяженной водородной атмосфере должно сильнее проявляться рэлеевское рассеяние света родительской звезды, нежели в случае гораздо более компактной атмосферы из водяного пара. Глубина транзитов в полосе B была измерена с помощью спектрографа FORS на Очень большом телескопе (VLT), глубина транзитов в полосе R – сразу на двух инструментах: на телескопе им. Уильяма Гершеля (WHT) и телескопе им. Исаака Ньютона (INT).

Что же оказалось?

Отношение радиусов планеты и звезды в синих лучах составило 0.1162 ± 0.0017, а в красных лучах - 0.1180 ± 0.0009 (на WHT) и 0.1174 ± 0.0017 (на INT). Иначе говоря, никакого увеличения эффективного радиуса планеты в синих лучах, вызванного рэлеевским рассеянием света, не обнаружено. Авторы исследования считают, что это весомый аргумент в пользу воднопарового состава атмосферы GJ 1214 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.5544.pdf

 

 

27 мая 2013
KIC 12557548 b: внесолнечная планета с кометным хвостом
прямая ссылка на эту новость

Планета KIC 12557548 b была представлена в январе 2012 года как результат анализа кривой блеска звезды KIC 12557548, полученной всего за два наблюдательных квартала космического телескопа им. Кеплера. Помимо очень короткого орбитального периода (всего 15.6854 часов) планета отличалась резко переменной глубиной транзитов. Первооткрыватели предположили, что масса новой планеты не превышает двух масс Меркурия, и что она активно испаряется, рассеивается в окружающем пространстве, формируя обширный пылевой хвост. По расчетам авторов открытия, KIC 12557548 b должна полностью испариться в течение ближайших 200 млн. лет.

9 мая 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья словацкого астронома Яна Будая (Jan Budaj), посвященная анализу кривой блеска KIC 12557548 уже за 14 наблюдательных кварталов. Будай модифицировал программу SHELLSPEC, предназначенную для расчета параметров взаимодействующих двойных звезд, учел поглощение и рассеяние света звезды на пылевых частицах разных размеров и определил как размеры частиц, так и геометрические параметры кометообразного пылевого хвоста испаряющейся планеты.

Предполагается, что пылевой хвост планеты KIC 12557548 b состоит из гранул пироксена и других силикатов из семейства оливинов. Считая частицы хвоста сферической формы и опираясь на экспериментальные данные по непрозрачности пироксена, форстерита и других оливиновых минералов, Будай оценил их размеры. Как оказалось, частицы имеют размеры 0.1-1 микрон, причем, чем дальше от планеты, тем мельче они становятся (что непринужденно объясняется их постепенной сублимацией).


Кривая блеска звезды KIC 12557548 (показана красным) и расчет транзитной кривой для пылевого облака с частицами размером 0.01 микрон (зеленая линия), 0.1 микрон (синяя линия) и 1 микрон (лиловая линия). Слева кривая блеска показана целиком, справа – в большем разрешении.

Увеличение яркости системы непосредственно перед транзитом вызвано сильным рассеянием света звезды на частицах пылевого облака, окружающего испаряющуюся планету. Конец транзита гораздо более плавный, чем его начало, за счет протяженного пылевого хвоста, постепенно сходящего со звездного диска. «Кома» планеты, обеспечивающая «ядро» транзита (основное уменьшение яркости) сложена частицами размером 0.1-1 микрон, тогда как хвост образован частицами размером 0.01-0.1 микрон.
Хвост расположен в орбитальной плоскости планеты и простирается примерно на 60 градусов вдоль ее орбиты, наклонение хвоста к лучу зрения составляет 82°.

Помимо всего прочего, Будай поискал изменение орбитального периода KIC 12557548 b от времени, но ничего не обнаружил (формально темп изменения орбитального периода составляет 0.3 ± 0.5 суток за миллион лет, т.е. совместим с нулем).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.3693v2.pdf

 

 

21 мая 2013
KIC 8435766 b: землеразмерная планета на 8.5-часовой орбите
прямая ссылка на эту новость

Группа американских астрономов объявила об открытии очень горячей планеты земного типа у звезды KIC 8435766. Как и в случае планеты Kepler-76 b, первоначально кривая блеска звезды KIC 8435766 была интерпретирована группой Кеплера как кривая блеска затменно-переменной двойной, так что звезда в каталог интересных объектов (KOI) не попала. Однако дальнейший анализ фотометрических данных (и в первую очередь – отсутствие эффекта эллипсоидальности, неизбежного в случае тесной двойной), а также измерение лучевых скоростей звезды, показавшее отсутствие компаньонов с массой больше 0.3 масс Юпитера, привело ученых к мысли, что перед нами действительно планета земного типа, вращающаяся на расстоянии всего 3 звездных радиусов!

Звезда KIC 8435766 – поздний G-карлик с температурой фотосферы 5140 ± 70К. Его масса оценивается в 0.84 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.73 +0.15/-0.12 солнечных радиусов, светимость составляет примерно треть от светимости Солнца. Звезда довольно молода – судя по высокой скорости вращения (период 12.5 ± 1 земных суток), ее возраст равен 750 ± 150 млн. лет. Расстояние до KIC 8435766 не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.5), его можно грубо оценить в 126 пк.

Кривая блеска KIC 8435766 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 0.35500745 ± 0.00000008 земных суток (8 часов 31 минута!) и глубиной 220 ppm, что соответствует планете земного типа радиусом 1.1 ± 0.2 радиуса Земли. Также был обнаружен вторичный минимум (слабое понижение блеска системы, происходящее, когда планета проходит за звездным диском) глубиной около 10 ppm. Это независимо подтверждает, что перед нами именно планета, а не затменно-переменная двойная: в последнем случае глубины транзита и вторичного минимума были бы сравнимы друг с другом.
Судя по глубине вторичного минимума, альбедо планеты довольно велико, от 0.2 до 0.6. Дневное полушарие раскалено до температур 2500-3100К, в то время как ночное полушарие темное (и его температура, во всяком случае, значительно ниже 2500К). Скорее всего, планета лишена плотной атмосферы, которая могла бы выровнять температурный контраст между дневным и ночным полушариями.


Транзит и вторичный минимум планеты KIC 8435766.

Масса планеты пока остается неизвестной. Методом измерения лучевых скоростей родительской звезды был получен «мягкий» верхний предел, составляющий ~100 масс Земли, а из отсутствия эффекта эллипсоидальности – значительно более жесткий предел в 8 масс Земли.
Авторы открытия призывают непосредственно измерить массу планеты KIC 8435766 b методом лучевых скоростей на одном из высокоточных спектрографов, находящихся в северном полушарии. При массе, близкой к одной массе Земли, эта планета будет наводить на свою звезду лучевую скорость амплитудой около 1 м/сек, что на пределе возможного доступно таким спектрографам, как HIRES или Северный HARPS. В случае успеха это будет самая легкая планета, чья масса окажется измеренной методом лучевых скоростей.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.4180.pdf

 

 

18 мая 2013
Темный горячий сатурн KOI-127 b
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя космического телескопа им. Кеплера анализ полученных им данных, тем не менее, продолжается, и поток новых открытий не иссякает. Так, группа европейских астрономов подтвердила планетную природу и измерила массу транзитного кандидата KOI-127 b. Измерение массы было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью эшелле-спектрометра Сандифорд (Sandiford échelle spectrometer) на 2.1-метровом телескопе обсерватории Мак-Дональда (Техас) и спектрографа FIES на 2.56-метровом Северном оптическом телескопе обсерватории Роке де лос Мучачос (Roque de los Muchachos) в Ла Пальма (Испания).

KOI-127 (KIC 8359498) – солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G5 V. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.99 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость близка к 0.8 солнечных. Возраст звезды составляет 7.5 ± 2 млрд. лет. Кривая блеска KOI-127 демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной около 1% и периодом 3.57878 земных суток, соответствующий планете размерного класса гигантов.

17 мая 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов под руководством Д.Гандолфи (D.Gandolfi), посвященная всестороннему изучению транзитного кандидата KOI-127 b. Для измерения его массы авторами статьи было получено 4 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа Сандифорд и 11 замеров с помощью спектрографа FIES. Кроме того, они попытались зафиксировать вторичный минимум (незначительное ослабление блеска системы, происходящее, когда планета заходит за звезду). Что же выяснилось?
Масса планеты KOI-127 b оказалась равной 0.43 ± 0.03 масс Юпитера, радиус – 0.96 ± 0.016 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.603 ± 0.055 г/куб.см. Этот горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0450 ± 0.0006 а.е. (около 10 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается авторами статьи в 1440 +100/-120К.

Интересно, что вторичного минимума авторам зафиксировать так и не удалось (был получен только верхний предел в 10 ppm). Это накладывает сильные ограничения на альбедо планеты – во всяком случае, оно не превышает 8.7 ± 0.8%. KOI-127 b – действительно очень темная планета.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.3891.pdf

 

 

16 мая 2013
Прощай, Кеплер
прямая ссылка на эту новость

Вчера руководитель группы Кеплера Уильям Боруцки на специальной пресс-конференции сообщил новость, которую многие любители астрономии боялись услышать с августа прошлого года: на космическом телескопе им. Кеплера вышел из строя второй маховик. Теперь «Кеплер» может поддерживать точную трехосную ориентацию, только постоянно тратя запасы топлива. Даже в самом лучшем случае этих запасов хватит лишь на несколько месяцев. Это значит, что «Кеплер», фактически, завершил свою экзопланетную миссию. Новых фотометрических данных с этого телескопа больше не будет.

Проблемы с маховиками на станции начались еще в прошлом году. В августе 2012 года вышел из строя маховик № 2. Всего на станции их четыре, а для нормальной работы телескопа нужно три (один резервный). Таким образом, последние 9 месяцев «Кеплер» работал без страховки.

14 мая инженеры миссии во время очередного сеанса связи с «Кеплером» обнаружили, что он находится в защищенном режиме. Проверка телеметрии показала, что маховик № 4 передает явно неадекватные данные о своем состоянии. Это означало, что маховик вышел из строя, и станция потеряла возможность поддерживать свою ориентацию, обходясь минимумом топлива.


Один из маховиков, обеспечивающих точнейшую трехосную ориентацию телескопа.

«Мы потратим следующие дни и недели, чтобы оценить различные варианты и способы вернуть маховику функциональность. Также будут рассмотрена возможность использовать телескоп в гибридной моде (т.е. поддерживать его ориентацию как с помощью оставшихся маховиков, так и с затратами топлива). Но если маховик отказал окончательно, маловероятно, что станция сможет вернуться к сбору фотометрических данных», - сказано на сайте миссии.

Информация получена: http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=272
http://scienceblogs.com/catdynamics/2013/05/15/kepler-the-little-spacecraft-that-could/

 

 

14 мая 2013
С помощью нового спектрографа существенно уточнены параметры системы GJ 221
прямая ссылка на эту новость

В январе 2013 года Женевская группа объявила об открытии нескольких планетных систем, обнаруженных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа HARPS. Среди них была представлена двухпланетная система у позднего оранжевого (или раннего красного) карлика GJ 221. Система включала в себя легкий нептун с минимальной массой 8.5 масс Земли и легкий субсатурн с минимальной массой 0.17 масс Юпитера (или 53 земных). Вторая планета была особенно интересна тем, что ее масса попадает в так называемую «пустыню субсатурнов» – область масс, промежуточную между массами типичных нептунов и легких газовых гигантов. В этой области теории планетообразования предсказывают резкий дефицит планет (отчасти этот вывод подтверждается и наблюдениями).

В январе 2010 года в строй вступил новый высокоточный спектрограф PFS (Carnegie Planet Finder Spectrograph), установленный на 6.5-метровом телескопе Магеллан-2 (телескопе Клэя – Magellan Clay telescope). Новый инструмент имеет точность, лишь немного уступающую точности HARPS (1-1.5 м/сек). В настоящий момент он участвует в программе поиска планет у 500 сравнительно близких (не далее 100 пк от Солнца) звезд, из которых около двухсот являются хромосферно тихими К- и ранними М-карликами. В числе прочих этот спектрограф мониторит и звезду GJ 221.

9 мая 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная уточнению свойств планетной системы GJ 221 с учетом свежих данных от PFS. Дополнительно к данным HARPS было получено 17 новых замеров лучевой скорости GJ 221. В результате существование обеих планет подтвердилось с высокой степенью достоверности, но их массы и параметры орбит оказались заметно скорректированы.
Минимальные массы обеих планет оказались меньше, чем считалось ранее – внутренняя планета системы «похудела» до 6.34 масс Земли, внешняя – до 0.13 масс Юпитера (41.3 масс Земли). Эксцентриситет орбиты внутренней планеты «вырос» с нуля до 0.18 (впрочем, он до сих пор определен с огромными погрешностями: можно быть уверенным только в том, что он меньше 0.48). Наоборот, эксцентриситет внешней планеты уменьшился с 0.31 до 0.13. С учетом этого температурный режим внешней планеты стал очень близок к температурному режиму Марса.
Также авторы статьи поменяли обозначения планет – внутренняя планета GJ 221 b стала называться GJ 221 c, а внешняя планета GJ 221 c, напротив, стала называться GJ 221 b.


Планеты системы GJ 221 на плоскости "большая полуось орбиты – минимальная масса" (показаны красными треугольниками).


Планеты системы GJ 221 на плоскости "большая полуось орбиты – эксцентриситет ".

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1305.2203.pdf

 

 

11 мая 2013
Невезучая планета Kepler-71 b
прямая ссылка на эту новость

Примерно за 2 года до запуска космического телескопа им. Кеплера начал свою работу наземный транзитный обзор BOKS (Burrell Schmidt Optical Kepler Survey). Обзор был посвящен поиску транзитных планет на кусочке неба площадью всего 1.25 квадратных градусов, в центре которого расположено рассеянное звездное скопление NGC 6811. Таким образом, среди целей обзора оказалось 35 тысяч тусклых звезд от 14 до 20 видимой звездной величины. Поскольку площадка, наблюдаемая в рамках BOKS, находится на поле Кеплера, в первом же наблюдательном квартале были получены кривые блеска множества транзитных кандидатов, обнаруженных этим наземным обзором.

20 октября 2010 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная анализу кривой блеска трех транзитных кандидатов BOKS, исследованных Кеплером. Двое из этих кандидатов оказались маломассивными звездами, одна – транзитной экзопланетой размерного класса гигантов. В каталоге Кеплера эта система получила обозначение KOI-217. Авторы вышедшей статьи, не имея возможность измерить лучевые скорости звезды BOKS-1 (KOI-217) и, таким образом, определить ее массу, ограничились процедурой «валидации» – т.е. исключения всех астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию.

Итак, звезда BOKS-1 (KOI-217, KIC 9595827) – солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, удаленная от нас примерно на 800 пк. Масса звезды оценивается в 0.95 ± 0.05 масс Солнца, радиус – в 0.86 ± 0.02 радиусов Солнца. Кривая блеска BOKS-1 содержит четкий транзитный сигнал с периодом 3.905 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.11 радиусов Юпитера (впоследствии эта величина была уточнена до 1.04 радиусов Юпитера). Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.047 а.е., его эффективная температура оценивается командой Кеплера в 1028К.

Остается только удивляться, что за прошедшие два с половиной года никто не попытался измерить массу планеты BOKS-1 b. Видимая звездная величина родительской звезды не так уж и велика – по данным Кеплера, она составляет +15.13. Близкий горячий гигант должен наводить на нее лучевую скорость порядка сотен метров в секунду. Для измерения такой скорости не нужна фантастическая точность HARPS`а или HIRES, достаточно инструмента с точностью ~20-50 м/сек. Количество таких инструментов в мире исчисляется десятками. И, тем не менее, планете не повезло. Ей присвоили официальное имя Kepler-71 b, но так и не сподобились измерить ее массу и среднюю плотность.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1010.4106v1.pdf
http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/

 

 

9 мая 2013
Kepler-76 b: первая планета Кеплера, открытая с помощью алгоритма BEER
прямая ссылка на эту новость

История открытия этой планеты весьма поучительна.
Все началось с того, что космический телескоп им. Кеплера, снимая фотометрию F-звезды +13.3 звездной величины KIC 4570949, обнаружил четкий транзитный сигнал с периодом 1.54 земных суток. Однако форма транзитной кривой была не плоской, а V-образной, что обычно свойственно затменно-переменным двойным звездам. Команда Кеплера сочла звезду KIC 4570949 затменно-переменной двойной и даже не стала присваивать ей номер в Каталоге интересных объектов (KOI).

Фотометрическая точность данных Кеплера так высока, что позволяет обнаруживать в кривых блеска затменно-переменных двойных звезд разные тонкие эффекты. Например, эффект эллипсоидальности, когда под действием силы притяжения своего компаньона, звезда слегка вытягивается вдоль оси, соединяющей их центры масс. В этом случае она поворачивается к земному наблюдателю то вытянутым, то круглым боком, что приводит к небольшой переменности ее блеска. Еще один эффект – доплеровское усиление яркости. Двигаясь по своей орбите вокруг своего компаньона (точнее, вокруг центра масс системы), звезда то приближается к нам, то удаляется. Когда звезда приближается, линии в ее спектре смещаются в фиолетовую сторону, а общая яркость звезды увеличивается на величину ~ 4 Vr /c , где Vr – лучевая скорость звезды, c – скорость света. При удалении линии в спектре смещаются в красную сторону, а общая яркость звезды уменьшается на ту же величину. Наконец, третьим эффектом является эффект отражения, когда яркость звездного полушария, обращенного к компаньону, из-за поглощения и переизлучения его света, немного увеличивается относительно яркости противоположного полушария.

Для анализа этих эффектов в кривых блеска затменно-переменных двойных (а также нетранзитных тесных двойных звезд) был разработан алгоритм BEER (BEaming, Ellipsoidal , Reflection). Этот алгоритм, примененный к фотометрическим данным, полученным космическими телескопами CoRoT и Kepler, с успехом позволил изучать слабые компаньоны в тесных двойных системах, чья масса (обычно в диапазоне 0.07-0.4 солнечных масс) независимо измерялась и методом измерения лучевых скоростей, что позволило убедиться в точности и надежности алгоритма.

25 апреля в Архиве электронных препринтов появилась статья группы израильских и датских ученых о применении алгоритма BEER к системе KIC 4570949. Кривая блеска этой звезды демонстрировала все три эффекта, что позволило достаточно точно оценить параметры системы. И оказалось, что компаньоном звезды KIC 4570949 является не другая звезда, а горячий гигант массой около 2 масс Юпитера! А необычная форма транзитной кривой была вызвана тем, что планета заходит на диск звезды только своим краем (т.е. что транзит является скользящим).
Для проверки этого неожиданного вывода авторы провели измерения лучевой скорости звезды KIC 4570949 с помощью спектрографов TRES и SOPHIE. Проверка полностью подтвердила планетную природу компаньона KIC 4570949 b. Оценки массы планеты, полученные методом лучевых скоростей, с высокой точностью совпали с оценками, полученными из анализа эффекта эллипсоидальности.

Итак, масса планеты KIC 4570949 b оказалась равной 2.0 ± 0.26 масс Юпитера, радиус – 1.25 ± 0.08 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.028 а.е. и делает один оборот за 1.54493 земных суток.


Транзит (внизу справа) и вторичный минимум (внизу слева) на кривой блеска звезды KIC 4570949 (вверху).

Интересно, что масса планеты, «в лоб» оцененная по эффекту доплеровского усиления яркости, оценивается в 7.1 ± 1.4 масс Юпитера. Авторы статьи объясняют это эффектом «сдувания» горячего пятна из подзвездной точки сильными экваториальными ветрами. Этот эффект был теоретически предсказан в 2002 году, а в 2007 и 2009 годах подтвержден во время инфракрасных наблюдений горячего гиганта HD 189733 b. Неучтенный фазовый сдвиг модуляции теплового излучения планеты завышает ее массу, а учтенный – позволяет оценить величину сдвига «горячего пятна» и скорость экваториальных ветров на планете. В случае KIC 4570949 b «горячее пятно» оказалось смещено по долготе относительно подзвездной точки на 10 ± 2°.
Также по величине вторичного минимума (когда планета проходит за звездой) было измерено геометрическое альбедо планеты. Оно оказалось довольно высоким для горячего юпитера – 0.23 ± 0.02.

После публикации статьи группа Кеплера присвоила планете KIC 4570949 b официальное название Kepler-76 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.6841v1.pdf

 

 

8 мая 2013
Два эксцентричных горячих гиганта KOI-200 b и KOI-889 b
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера за годы своей работы обнаружил более 2700 транзитных кандидатов в планеты, но далеко не все из них действительно являются планетами. Ряд астрофизических явлений способны имитировать транзитные сигналы и приводить к ложным открытиям. По расчетам разных авторов, доля ложных открытий среди транзитных кандидатов Кеплера в размерном классе гигантов достигает 34.8 ± 6.5% или 29.3 ± 3.1%.
Поэтому критически важным является подтверждение планетной природы транзитных кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. В частности, такие измерения проводятся с помощью спектрографа SOPHIE обсерватории Верхнего Прованса, а также спектрографа Северный HARPS на Национальном телескопе Галилео в Ла Пальма (Испания). Европейские ученые сконцентрировались на проверке транзитных кандидатов размерного класса гигантов у сравнительно ярких звезд (ярче +14.7 видимой звездной величины). В результате они подтвердили планетную природу транзитного кандидата KOI-889.01 и измерили его массу, а также существенно уточнили все параметры (включая параметры родительской звезды) уже известной системы KOI-200.

KOI-889 (KIC 757450) – сравнительно тусклая (видимая звездная величина +15.26) звезда главной последовательности спектрального класса G8 V. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.06 солнечных масс, радиус - 0.88 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость чуть выше половины солнечной светимости. Расстояние до системы составляет 1140 +250/-160 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 8.88492 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.03 ± 0.06 радиусов Юпитера. Измерение лучевой скорости KOI-889 позволило измерить массу гиганта (9.9 ± 0.5 масс Юпитера), вычислить его среднюю плотность (11 ± 2 г/куб.см) и определить эксцентриситет орбиты, оказавшийся равным 0.57 ± 0.01! Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.034 ± 0.002 а.е. в перицентре до 0.126 ± 0.008 а.е. в апоцентре, т.е. в 3.7 раза, а эффективная температура планеты – от 680 до 1330К.

Горячий гигант KOI-200 b был представлен в прошлом году, но тогда его параметры (как и параметры всей системы) были определены с большими погрешностями. Так, после получения качественных спектров звезды KOI-200 ее спектральный класс изменился со среднего G до F8 V, масса звезды увеличилась до 1.40 +0.14/-0.11 солнечных масс, радиус – до 1.51 ± 0.14 солнечных радиусов, а расстояние до системы увеличилось почти вдвое – до 1330 ± 170 пк. Как оказалось, звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Заявленные параметры планеты тоже изменились. Теперь ее масса оценивается в 0.68 ± 0.09 масс Юпитера (почти в полтора раза больше!), радиус – в 1.32 ± 0.14 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.37 ± 0.13 г/куб.см. Тем самым планета KOI-200 b стала ближайшим аналогом Осириса (HD 209458 b), хорошо изученного транзитного горячего гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.084 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.29 ± 0.06, и делает один оборот за 7.34072 земных суток.

На сайте миссии Кеплер эти системы получили также и официальные названия: KOI-200 теперь называется Kepler-74, а KOI-889 – Kepler-75.

Известные внесолнечные планеты на плоскости «орбитальный период – эксцентриситет». Планеты KOI-889 b и KOI-200 b отмечены цветом.

нформация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.6002v1.pdf

 

 

5 мая 2013
Kepler-61 b: мини-нептун у внутреннего края обитаемой зоны
прямая ссылка на эту новость

Начиная с декабря 2011 года, когда команда Кеплера представила первый мини-нептун в обитаемой зоне (Kepler-22 b), планет с радиусом порядка радиуса Земли, а также планет с земным (или близким к земному) температурным режимом с каждым днем становится известно все больше и больше. Среди первых можно назвать землеразмерные планеты Kepler-20 e и Kepler-20 f, все три планеты системы Kepler-42, Kepler-68 c – впрочем, все слишком горячие, чтобы быть обитаемыми. Среди вторых – две суперземли в системе Kepler-62, обе попадающие в обитаемую зону своей звезды, и суперземля Kepler-69 b, лишь немного не дотягивающая до этой зоны. Не за горами день, когда американские астрономы представят первые землеразмерные планеты в обитаемой зоне, первые аналоги Земли.

Многие транзитные кандидаты небольшого размера, попадающие в обитаемую зону своих звезд (список из 11 кандидатов можно посмотреть, например, здесь (табл. 2)), вращаются вокруг звезд холоднее 4100К (т.е. вокруг поздних оранжевых, а также красных карликов). Тому есть несколько причин:
– у небольшой красной звезды глубина транзита оказывается больше, чем для той же самой планеты, но вращающейся вокруг солнцеподобной звезды,
– системы красных карликов более компактны, а значит, Кеплер может отследить больше транзитов за период наблюдений,
– из-за невысокой светимости звезды ее обитаемая зона расположена ближе, чем у солнцеподобной звезды (а значит, геометрическая вероятность транзита выше), и т.п.

Проблема состоит в том, что физические параметры звезд с температурами фотосферы около 4 тыс.К плохо определяются из их спектров. Ошибки в определении их массы и радиуса могут достигать десятков процентов, а это автоматически отражается на точности определения параметров планет.

24 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Дэвида Шарбонно с коллегами о подтверждении планетной природы транзитного кандидата KOI-1361.01, получившего также название Kepler-61 b. Его родительская звезда – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, температура фотосферы которого как раз близка к 4 тыс.К. В каталоге Кеплера параметры этой звезды были определены так: спектральный класс M0 V, масса равна 0.53 солнечных масс, радиус - 0.51 солнечных радиусов. Чтобы точнее определить параметры звезды, авторы статьи сравнили ее спектральные свойства с четырьмя близкими к Солнцу (и оттого хорошо изученными) звездами примерно такого же спектрального класса: GJ 380, GJ 338 A , GJ 338 B и GJ 820 B. В результате они получили другие, более надежные оценки параметров звезды Kepler-61. Так, по данным Шарбонно и его коллег, ее масса составляет 0.635 ± 0.037 солнечных масс, радиус – 0.62 +0.02/-0.05 солнечных радиусов, период вращения вокруг своей оси – 36 земных суток.

Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной около 1090 ppm и периодом 59.8776 ± 0.0002 земных суток, соответствующий планете радиусом 2.15 ± 0.13 радиусов Земли. Эффективная температура планеты оценивается авторами в 273 ± 13К (в предположении альбедо, равного 0.3). Температурный режим Kepler-61 b является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры; однако с учетом плотной протяженной атмосферы, почти наверняка создающей сильный парниковый эффект, эта планета все-таки не может считаться потенциально обитаемой.

К сожалению, тусклость звезды Kepler-61 (ее видимая звездная величина +15) не позволяет измерить массу планеты Kepler-61 b методом измерения лучевых скоростей. Из-за отсутствия в этой системе других транзитных планет метод тайминга транзитов здесь тоже не работает. Поэтому авторы статьи ограничились тем, что провели тщательный анализ физических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, и убедились в их отсутствии. По их оценкам, вероятность того, что Kepler-61 b является ложным открытием, составляет 1:31500.


На верхнем рисунке показаны транзитные кандидаты Кеплера с радиусами меньше 3 радиусов Земли, вращающиеся вокруг звезд с температурой меньше 4200К, и обладающие эффективными температурами меньше 400К. Пунктирными линиями очерчена область с радиусами меньше 2 радиусов Земли и эффективными температурами меньше 270К.
На нижнем графике аналогично, но по оси абсцисс отложен световой поток, получаемый планетой от звезды, в единицах потока, получаемого Землей от Солнца. Пунктирными линиями очерчена обитаемая зона.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.6726v1.pdf

 

4 мая 2013
Открыты две новые планеты у оранжевых гигантов HIP 78407 и HD 233604
прямая ссылка на эту новость

Еще 10 лет назад было замечено, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподбных звезд. Как правило, их планеты массивны и вращаются вокруг своих звезд по широким орбитам с небольшим эксцентриситетом. Планеты с величиной большой полуоси орбиты, меньшей 0.78 а.е., у подобных звезд почти не встречаются.

Для объяснения этого факта было выдвинуто несколько гипотез. Согласно одной из них, короткое время диффузии углового момента в протопланетных дисках F и A-звезд препятствует образованию планет ближе 0.5-0.6 а.е. Согласно другой, планеты на тесных орбитах поглощаются своей звездой на стадии ее превращения в красный гигант. (Обнаружение планет у звезд промежуточной массы на стадии главной последовательности практически невозможно из-за отсутствия в их спектрах узких линий поглощения, что не позволяет измерять лучевые скорости таких звезд с требуемой точностью; планеты у них ищутся уже после схода с главной последовательности и превращения в оранжевые и красные гиганты).

26 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы польских астрономов, ведущих поиск внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на 9.2-метровом телескопе им. Хобби-Эберли в рамках обзора PTRS (Penn State - Toruń Planet Search), об открытии двух планет-гигантов у К-гигантов HIP 78407 и HD 233604. Одна из этих звезд – красный гигант промежуточной массы, у другой масса близка к солнечной.

Итак, звезда HIP 78407 удалена от нас на 585 +2046/-256 пк (параллакс звезды, измеренный спутником Гиппаркос, составляет всего 1.71 ± 1.33 миллисекунд, отсюда такая низкая точность определения расстояния). Это гигант спектрального класса K0, его масса оценивается в 1.1 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 14.7 ± 2.8 солнечных радиусов. HIP 78407 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 7.1 ± 4.2 млрд. лет.
В период с 23 марта 2005 года по 10 сентября 2011 года было сделано 38 замеров лучевой скорости HIP 78407.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HIP 78407 b составляет 1.1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.54 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.1, и делает один оборот за 137.5 земных суток. Из-за высокой светимости звезды ее температурный режим соответствует температурному режиму горячих юпитеров.

Расстояние до звезды HD 233604 вообще не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+10.4) его можно грубо оценить в 590 пк. Ее спектральный класс K5, масса оценивается в 1.5 ± 0.3 солнечных масс, радиус – в 10.9 ± 0.6 солнечных радиусов. В отличии от HIP 78407, HD 233604 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды составляет 2.4 ± 1.8 млрд. лет.
С 11 января 2004 года по 14 февраля 2012 года было сделано 33 замера лучевой скорости этой звезды.
Минимальная масса планеты HD 233604 b составляет 6.6 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.747 а.е. и делает один оборот за 192 земных суток. По своему температурному режиму она также является горячим юпитером.

Разница между обеими планетами укладывается в уже подмеченную закономерность для планет у звезд промежуточной массы - HD 233604 b более массивна, эксцентриситет ее орбиты мал, величина большой полуоси лишь немного меньше «порога» в 0.78 а.е.

Интересно, что в спектре звезды HD 233604 обнаружены довольно сильные линии лития. Литий сгорает в звездах еще на стадии протозвезды, так что наличие в атмосфере HD 233604 лития может свидетельствовать о недавнем поглощении ею одной из своих планет-гигантов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.6755v1.pdf

 

 

3 мая 2013
Система HD 41248: два нептуна в орбитальном резонансе 7:5
прямая ссылка на эту новость

Группа европейских астрономов, среди которых есть и наш бывший соотечественник – сотрудник Главной астрофизической обсерватории Национальной академии наук Украины Олег Иванюк – обнаружила необычную планетную систему. Два легких нептуна, вращающиеся вокруг солнцеподобной звезды HD 41248, оказались связаны очень редким орбитальным резонансом 7:5.

Орбитальные резонансы различных порядков – весьма распространенное явление в системах из нескольких тел, связанных взаимным притяжением. В Солнечной системе планеты-гиганты Юпитер и Сатурн близки к резонансу 5:2, Нептун и Плутон связывает резонанс 3:2, а три галилеева спутника Ио, Европу и Ганимед объединяет резонанс 4:2:1. Орбитальные резонансы возникают, когда периоды обращения различных небесных тел (планет, спутников, астероидов и т.п.) относятся друг к другу как небольшие целые числа – так, за то время, которое Ганимед тратит на один оборот вокруг Юпитера, Европа совершает два оборота, а Ио – четыре. Орбитальные резонансы приводят к тому, что взаимное расположение резонансных тел регулярно повторяется, причем это может как стабилизировать систему, так и, наоборот, сделать ее неустойчивой и в дальнейшем привести к распаду.

Среди внесолнечных планетных систем резонансные конфигурации также встречаются довольно часто. Например, две планеты-гиганта в системе HD 60532 связаны друг с другом орбитальным резонансом 3:1, а два нептуна в системе Kepler-29 – необычным резонансом 9:7. Уникальный пример орбитального резонанса высокого порядка 7:5 был обнаружен в системе HD 41248.

HD 41248 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 52.4 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.78 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость близка к 0.68 солнечных. HD 41248 отличается очень низким (для звезды диска Галактики) содержанием тяжелых элементов – их в 2.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды не превышает 5 млрд. лет (скорее всего – около 2 млрд.).

Мониторинг звезды HD 41248 проводился на 3.6-метровом телескопе Южно-европейской обсерватории с помощью высокоточного спектрографа HARPS в течение 7.5 лет, всего было сделано 62 замера лучевой скорости. Очень низкая хромосферная активность звезды позволила измерять ее лучевые скорости с точностью немногим лучше 1 м/сек. Обработав полученные ряды наблюдений, европейские астрономы обнаружили две планеты с минимальными массами (параметром m sin i) 12.3 (точнее, от 6.9 до 16.5) и 8.6 (точнее, от 3.6 до 15.1) масс Земли, вращающиеся вокруг своей звезды с периодами 18.36 и 25.65 земных суток. Амплитуда лучевой скорости, наводимой планетами на свою звезду, составила всего ~2.9 и ~1.8 м/сек, что говорит о близости обеих планет к порогу обнаружения даже одним из лучших в мире современных спектрографов.

Авторы открытия называют обе планеты суперземлями, но, скорее всего, они являются легкими нептунами (хотя, конечно, огромные погрешности в определении массы оставляют некоторый шанс и для суперземель). По температурному режиму HD 41248 b и HD 41248 c попадают в область очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.17 и ~ 0.21, соответственно).

Также европейские астрономы исследовали динамическую устойчивость системы и нашли, что резонанс 7:5 и выравнивание линии апсид обеих планет делает ее устойчивой. Однако планетная система HD 41248 гораздо ближе к хаотическому поведению, чем, скажем, система из Солнца, Юпитера и Сатурна, что делает ее изучение особенно интересным.

Примечание от 28 апреля 2014 года: наличие планетной системы у звезды HD 41248 не подтвердилось. После получения дополнительных 162 замеров лучевой скорости оказалось, что 25-суточный период связан с периодом вращения самой звезды, а амплитуда 18-суточного периода упала ниже порога достоверного обнаружения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.7374.pdf

 

 

26 апреля 2013
Три суперземли в обитаемой зоне: системы Kepler-62 и Kepler-69
прямая ссылка на эту новость

Поиск аналогов нашей планеты у солнцеподобных звезд – захватывающе интересная, но и очень трудная задача. Сестер Земли нельзя увидеть ни в один, даже самый крупный, современный телескоп – крошечная планета, светящая отраженным светом, будет тонуть в звездных лучах. Их нельзя обнаружить методом измерения лучевых скоростей родительских звезд – наша планета наводит на Солнце лучевую скорость ~9 см/сек, притом, что лучшие наземные спектрографы обеспечивают точность лишь в 0.5-0.8 м/сек. Их транзит нельзя увидеть с Земли – ослабление блеска звезды на 0.084% замоется влиянием земной атмосферы. Для того, чтобы обнаружить «вторую Землю», необходимо вывести телескоп в космос, оснастить его точнейшей фотометрической аппаратурой и годами наблюдать за одними и теми же звездами, ожидая редкого события – транзита планеты по звездному диску. Но и в этом случае из-за низкой геометрической вероятности транзитной конфигурации только один из двухсот (в среднем) аналогов Земли пройдет на фоне своей звезды и получит шанс быть обнаруженным земными астрономами.

В марте 2009 года был запущен американский космический телескоп им. Кеплера с амбициозной целью – найти аналоги Земли у звезд аналогов Солнца. К настоящему моменту Кеплером обнаружено 2740 транзитных кандидатов, планетная природа 122 из них подтверждена независимыми методами. Большинство транзитных кандидатов имеют радиусы от 1 до 4 радиусов Земли, расположены близко к своим звездам и нагреты до высоких температур. Однако по мере увеличения времени наблюдения Кеплер стал находить все более и более долгопериодические кандидаты, чей температурный режим начал соответствовать сначала температурному режиму Меркурия, потом – Венеры, и, наконец, Земли и даже Марса.

Первая суперземля, находящаяся в обитаемой зоне своей звезды (Kepler-22 b), была анонсирована в декабре 2011 года. Планета радиусом ~2.3 радиуса Земли вращалась по 290-суточной орбите вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G5 V, ее эффективную температуру оценили в 262К. Измерить массу Kepler-22 b методом измерения лучевых скоростей родительской звезды не удалось, был получен только верхний предел в 36 масс Земли. После многочисленных транзитных горячих юпитеров и нептунов эта планета действительно казалась землеподобной – хотя, скорее всего, она является или океанидой без единого клочка суши, или даже мини-нептуном с мощной водородно-гелиевой атмосферой.
В течение 2012 года вниманию мирового сообщества было представлено несколько многопланетных систем, включающих в себя небольшие, предположительно, каменные планеты, чей температурный режим приближался к температурному режиму Венеры (Kepler-49 e, Kepler-52 d, Kepler-54 d и др.)
И наконец, на пресс-конференции, прошедшей 18 апреля 2012 года, было объявлено об открытии сразу трех суперземель, находящихся в обитаемой зоне своих звезд. Ими оказались планеты Kepler-69 c, Kepler-62 e и Kepler-62 f.
Рассказываю о них поподробнее.

Kepler-69 (KOI-172, KIC 8692861) – солнцеподобная звезда спектрального класса G4 V, удаленная от нас примерно на 830 пк. Ее масса оценивается в 0.81 +0.09/-0.08 солнечных масс, радиус – в 0.93 +0.18/-0.12 солнечных радиусов, светимость близка к 0.8 солнечных.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 13.7223 и 242.46 земных суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом ~2.24 и ~1.71 радиусов Земли. Внутренняя планета Kepler-69 b – явный мини-нептун, нагретый до ~780К, подобные планеты Кеплер обнаруживает десятками. Зато внешняя планета Kepler-69 c не зря привлекла внимание ученых.


Солнечная система и система Kepler-69, показанные в одном масштабе. Суперземля Kepler-69 c примерно в 1.7 раза превышает по своим размерам Землю. Ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры.

Что нам известно об этой суперземле? Ее радиус равен 1.71 +0.34/-0.23 радиуса Земли. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.64 +0.15/-0.11 а.е и эксцентриситетом 0.14 +0.18/-0.10. Как мы видим, погрешности в определении всех величин, характеризующих Kepler-69 c, все еще очень велики. Точность определения ее температурного режима также оставляет желать лучшего. При радиусе эффективной земной орбиты, близком к 0.9 а.е., величина a/Rэф, попадает в диапазон 0.52-0.8, то есть температурный режим этой планеты грубо соответствует температурному режиму Венеры.
Авторы открытия попробовали оценить зависимость эффективной температуры Kepler-69 c от ее альбедо.

Зависимость эффективной температуры планеты Kepler-69 c от ее альбедо (показана сплошной синей линией, пунктирными линиями показан диапазон погрешностей). Для сравнения приведены данные для Венеры, Земли и Марса.

Как мы видим, при высоком альбедо (~0.6-0.7) эффективная температура планеты может быть близкой к эффективной температуре Земли. Однако плотная протяженная атмосфера (практически неизбежная при радиусе 1.7 земных) все-таки больше роднит Kepler-69 c не с Землей, а с Венерой. Почти наверняка атмосфера этой суперземли содержит большое количество водяного пара, приводящего к сильному парниковому эффекту, что резко уменьшает шансы Kepler-69 c даже на потенциальную обитаемость. Поскольку ее массу (а значит, и среднюю плотность) пока определить не удалось, Kepler-69 c может оказаться как планетой земного типа, так и океанидой, и даже мини-нептуном с протяженной водородной атмосферой (если ее физические размеры окажутся ближе к верхней границе диапазона, даваемого погрешностями измерений).

Еще две суперземли в обитаемой зоне были обнаружены у звезды Kepler-62 (KOI-701, KIC 9002278) – оранжевого карлика спектрального класса K2 V. Эта звезда дает приют замечательной пятипланетной системе, включающей в себя три планеты радиусами 1.31, 0.54(!) и 1.95 радиусов Земли на тесных орбитах, нагретые до 750 ± 41, 578 ± 31 и 510 ± 28К (т.е. все три – горячее Меркурия), а также две суперземли Kepler-62 e и Kepler-62 f, о которых дальше и пойдет речь.

Kepler-62 – зрелая звезда главной последовательности немного меньше и прохладнее Солнца. Ее масса оценивается в 0.69 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.64 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость близка к 0.21 ± 0.2 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст Kepler-62 оценивается в 7 ± 4 млрд. лет.


Солнечная система и система Kepler-62, показанные в одном масштабе.

Четвертая планета этой системы имеет радиус 1.61 ± 0.05 земных и орбитальный период 122.4 земных суток. В отличие от Kepler-69 c, она вращается довольно близко к эффективной земной орбите – большая полуось орбиты Kepler-62 e составляет 0.427 ± 0.004 а.е. (a/Rэф ~ 0.93). Ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 270 ± 15К! Однако соображения, применимые к Kepler-69 c, в полной мере относятся и к Kepler-62 e: протяженная плотная атмосфера, богатая водяным паром, наверняка создает сильный парниковый эффект и приводит к высокой температуре поверхности.
В этом смысле более перспективной выглядит пятая планета этой же системы – Kepler-62 f. Формально ее температурный режим близок к температурному режиму Марса. Радиус планеты f составляет 1.41 ± 0.07 радиусов Земли, орбитальный период – 267.29 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 208 ± 11К. Однако компьютерное моделирование показало, что для существования на поверхности планеты жидкой воды достаточно атмосферы из углекислого газа с парциальным давлением от 1.6 до 5 атмосфер (в зависимости от альбедо).
В случае преимущественно водного состава масса планеты Kepler-62 e составляет 2-4 массы Земли, а масса планеты Kepler-62 f – 1.1-2.6 масс Земли (первая цифра соответствует составу 75% воды и 25% силикатов, вторая – 15% воды и 85% силикатов). Глубина глобального океана на обеих планетах оценивается в 80-150 км, ниже вода переходит в форму льда VI. Кроме углекислого газа в атмосфере может присутствовать водяной пар, азот и кислород (последний – при наличии жизни), а также следы метана и инертных газов.


Планеты Солнечной системы, а также (сверху вниз) систем Kepler-22, Kepler-69 и Kepler-62 на плоскости "Поток энергии, получаемый от звезды - Светимость родительской звезды". Сплошными и пунктирными черными линиями показаны границы обитаемой зоны (согласно двум разным моделям).

Возможно ли измерить массы планет в системе Kepler-62 и определить таким образом их среднюю плотность и химический состав?

Измерение лучевых скоростей звезды Kepler-62 было проведено на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Также была предпринята попытка измерить массы планет этой системы методом тайминга транзитов. Однако оба метода не дали результатов: астрономы смогли получить только верхние пределы на массы всех пяти планет. Эти верхние пределы равны, соответственно (от внутренней планеты к внешней) 9, 4, 14, 36 и 35 масс Земли. Реальные массы планет могут быть на порядок ниже.
К счастью, звезда Kepler-62 включена в список целей высокоточного спектрографа Северный HARPS. Имея долговременную точность измерения лучевой скорости в 0.5 м/сек и рабочую точность 0.2 м/сек, этот спектрограф сможет оценить массу четырех из пяти планет этой системы (или, как минимум, получить существенные ограничения на их состав).

Возможности Северного HARPS`а по измерению массы планет системы Kepler-62.
Фиолетовыми, желтыми и голубыми точками показаны амплитуды лучевой скорости, наводимой каждой из планет на свою звезду в случае, если планета состоит из железа, силикатов или воды. Крестиками показаны верхние пределы на лучевые скорости, полученные с помощью спектрографа HIRES. Горизонтальными пунктирными линиями показаны скорости 0.2 и 0.5 м/сек – рабочая и долговременная точность измерения лучевой скорости Северным HARPS`ом.

Как мы видим, уже сейчас исключен чисто железный состав третьей планеты системы Kepler-62 d.

Диаграмма любезно предоставлена Виктором Ясинским.

 

нформация получена: http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler-62-kepler-69.html
http://arxiv.org/pdf/1304.4941v1.pdf
http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1304/1304.5058.pdf
http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/multimedia/images/kepler-69-diagram.html
http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/multimedia/images/kepler-62-diagram.html

 

 

18 апреля 2013
Обнаружены еще три планеты-гиганта у звезд промежуточной массы
прямая ссылка на эту новость

Японские астрономы уже много лет ведут мониторинг лучевых скоростей примерно 300 желтых и оранжевых гигантов промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс) на Астрофизической обсерватории Окаяма с помощью спектрографа HIDES. В рамках обзора уже было открыто 20 планет и 6 коричневых карликов. Долгие ряды наблюдений (обзор начал работу в 2001 году) позволяют обнаруживать достаточно долгопериодические планеты на широких орбитах.

17 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья Б.Сато с коллегами, посвященная открытию еще трех планет в рамках этого обзора. Все они являются планетами-гигантами с массой, превышающей массу Юпитера, все принадлежат звездам, сошедшим с главной последовательности и превратившимся в желтые и оранжевые гиганты.

HD 2952 (HR 135, HIP 2611) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 114 ± 11 пк. Его масса оценивается в 2.55 ± 0.11 солнечных масс, радиус достигает 12 ± 1 солнечных радиусов, светимость равна 70.8 солнечных. Всего было получено 63 замера лучевой скорости этой звезды, средняя погрешность единичного замера (шум звезды + погрешность спектрометра) составила 12.4 м/сек.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 2952 b составляет 1.6 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.2 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.1, и делает один оборот за 313.6 ± 1.9 земных суток. Несмотря на достаточно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды она попадает в область очень теплых планет (a/Rэф ~ 0.14).

Омега Змеи (HR 5888, HD 141680, HIP 77578) – желтый гигант спектрального класса G8 III. Его масса составляет 2.18 ± 0.2 солнечных масс, радиус – 12.3 ± 0.85 солнечных радиусов, светимость, как и у HD 2952, в 70.8 раз превышает солнечную. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Всего было сделано 123 замера лучевой скорости омега Змеи.
Минимальная масса планеты омега Змеи b – 1.7 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.1 а.е. и делает один оборот за 277 ± 0.5 земных суток. Как и HD 2952 b, она попадает в область очень теплых планет. Вся система удалена от нас на 80.6 ± 5 пк.

Планета HD 120084 b отличается от первых двух высокой массой (m sin i = 4.5 масс Юпитера) и высоким эксцентриситетом (e ~ 0.66) своей орбиты, нетипичным для планет звезд промежуточной массы. Ее орбитальный период – 2082 ± 35 земных суток (5.7 лет), большая полуось орбиты достигает 4.3 а.е. Из-за высокого эксцентриситета орбиты расстояние между планетой и звездой меняется от 1.46 а.е. в перицентре до 7.14 а.е. в апоцентре, средний тепловой режим оказывается промежуточным между тепловыми режимами Меркурия и Венеры.
Родительская звезда – желтый гигант спектрального класса G 7 III – удалена от нас на 98 ± 5 пк. Ее масса – 2.39 +0.06/-0.30 масс Солнца, радиус – 9.1 ± 0.6 радиусов Солнца, светимость близка к 43.7 солнечных. Всего было получено 33 замера лучевой скорости этой звезды.


Известные внесолнечные планеты на плоскости «Эксцентриситет – Большая полуось орбиты». Красными треугольниками показаны планеты у звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс). Пунктирными линиями показаны орбиты с величиной перицентра 0.3, 0.5 и 0.7 а.е. (слева направо)

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.4328.pdf

 

 

13 апреля 2013
Канадский спутник MOST не обнаружил транзитов планеты HD 97658 b
прямая ссылка на эту новость

HD 97658 b – легкий очень теплый нептун, вращающийся вокруг сравнительно близкого (21 пк от Солнца) оранжевого карлика спектрального класса K1 V. Он был обнаружен в 2010 году методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека. Его минимальная масса (параметр m sin i) близка к 8.2 земных масс, он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите с периодом 9.5 земных суток. Члены Калифорнийской группы наблюдали за звездой HD 97658 шесть лет, прежде чем заявили о своем открытии.

В сентябре 2011 года Калифорнийская группа объявила о наблюдении транзитов HD 97658 b по диску своей звезды на обсерватории Файрборн. По их оценкам, глубина транзита составила 1470 ± 260 ppm, что соответствовало радиусу планеты 2.93 ± 0.28 радиусов Земли. С учетом коррекции массы планеты (на этот раз ее оценили в 6.4 ± 0.7 масс Земли) ее средняя плотность оказалась близка к 1.4 г/куб.см (что очень близко к средней плотности Урана и Нептуна).

Поскольку родительская звезда HD 97658 достаточно яркая (ее видимая звездная величина +7.8), транзиты планеты HD 97658 b решили пронаблюдать с помощью канадского космического телескопа MOST. MOST – небольшой спутник размером с чемодан, вращающийся вокруг Земли по солнечно-синхронной орбите, апертура его телескопа составляет всего 15 см. Наблюдения проводились 25 февраля, 5 и 6 марта 2012 года – первый раз в течение 11.8 часов, второй – 22.8 часов. Никаких транзитов обнаружить не удалось. Радиус планеты HD 97658 b (если она вообще является транзитной) не превышает 2.1 радиусов Земли (с достоверностью 3 сигма).

Тем не менее, само существование этой планеты не вызывает сомнений. После публикации об ее открытии HD 97658 наблюдали на обсерватории им. Кека еще 2 года. Всего было получено 169 замеров лучевой скорости этой звезды. По последним данным, минимальная масса HD 97658 b составляет 7.7 ± 0.7 масс Земли, ее орбитальный период – 9.493 ± 0.002 земных суток. Геометрическая вероятность транзита планеты составляет всего 4%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1204.3135v2.pdf

 

 

11 апреля 2013
HATS-2 b: новый транзитный горячий гигант у активной К-звезды
прямая ссылка на эту новость

Пока космический телескоп им. Кеплера, наблюдая свое звездное поле в районе созвездий Лебедя и Лиры, отыскивает одну интереснейшую транзитную систему за другой и уточняет наши общие знания о планетных системах Галактики, наземные транзитные обзоры продолжают прочесывать небо в поисках доступных им планет. Из-за того, что наблюдения ведутся со дна беспокойного воздушного океана, «улов» таких обзоров состоит большей частью из горячих юпитеров – планет, которых обнаружить легче всего. Не стала исключением и последняя находка: обзор HATSouth открыл очередной транзитный горячий юпитер.

HATS-2 (GSC 6665-00236) – активная, вся покрытая пятнами звезда раннего К-класса. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.89 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость близка к 0.54 солнечных. Несмотря на свою активность, звезда отличается почтенным возрастом – 9.7 ± 2.9 млрд. лет. Система удалена от нас на 360 ± 11 пк.

Масса планеты HATS-2 b составляет 1.37 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – 1.14 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.15 ± 0.15 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Она вращается вокруг своей планеты по круговой орбите на расстоянии 0.0230 ± 0.0003 а.е. (~5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.35413 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1567 ± 30К.

Фотометрия отдельных транзитов в разных спектральных диапазонах демонстрирует признаки пересечения планетой отдельных пятен (как холодных, так и горячих) на поверхности звезды. Угловые размеры отдельных пятен достигают 9-19° (считая полный размер звездного диска за 180°). Ученые оценили и среднюю температуру пятен, которая оказалась на 400-1000 градусов ниже температуры фотосферы (у разных пятен по-разному). Таким образом, транзиты планеты позволяют прозондировать активность далекой звезды, чей диск невозможно разрешить даже в крупнейшие современные телескопы.


Во время транзита по звездному диску планета HATS-2 b пересекала и звездные пятна.

нформация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.2140v1.pdf

 

 

8 апреля 2013
Распределение по радиусам небольших планет у М-звезд
прямая ссылка на эту новость

Данные о 2740 транзитных кандидатах в планеты и их родительских звездах, полученные Кеплером и выложенные учеными миссии в открытый доступ, позволяют проводить различные статистические исследования. Тимоти Мортон и Джонатан Свифт из Калифорнийского института технологий обратились к той же выборке, что и Кортни Дрессинг и Дэвид Шарбонно – к планетам у звезд, чья температура не превышает 4 тыс. градусов, т.е. к планетам у красных карликов. Они поставили себе целью получить распределение транзитных кандидатов по радиусам, т.е. выяснить, как количество планет у М-звезд зависит от их размера.

Распределение планет по радиусам изучалось и раньше – как самой группой Кеплера, так и другими научными коллективами. Данные, полученные космическим телескопом, сразу же показали резкий рост числа планет по мере уменьшения их размеров. До радиусов в 2 радиуса Земли количество транзитных кандидатов примерно обратно пропорционально квадрату их радиуса N ~ R-2. Однако насчет того, что происходит при дальнейшем уменьшении радиусов планет, мнения ученых разошлись. Кто-то полагает, что эта зависимость продолжается и дальше, в сторону еще меньших размеров, кто-то считает, что после 2 радиусов Земли зависимость становится плоской (т.е. количество небольших планет по мере уменьшения их радиуса перестает возрастать).

Мортон и Свифт решили прояснить этот вопрос на примере планет с периодами короче 90 земных суток у звезд красных карликов. М-звезды были выбраны ими сразу по нескольким причинам. Во-первых, их небольшой радиус позволяет надежно регистрировать планеты маленького размера (поскольку глубина транзита пропорциональна величине (Rpl /Rstar)2). Во-вторых, Дрессинг и Шарбонно уже провели тщательное спектрометрическое и фотометрическое изучение этих звезд, существенно уточнив их физические свойства – и грех было этим не воспользоваться.

Чтобы из наблюдаемого распределения планет по радиусам получить истинное распределение, Мортон и Свифт провели изощренный математический анализ. Сначала они учли разную геометрическую вероятность транзита для каждого из рассмотренных 113 планетных кандидатов. Также они учли разную вероятность регистрации кандидата в зависимости от наблюдаемого отношения сигнал/шум (SNR) и показали, что для кандидатов с радиусами 0.5-1 радиусов Земли данные Кеплера существенно не полны. Кроме того, они сгладили получившуюся функцию, чтобы уйти от гистограмм к непрерывной функции распределения. Результат показан на рис. 1.

Рис 1. Распределение по периодам планет разного размерного класса в выборке Мортона и Свифта, скорректированное на геометрическую вероятность транзита. Разными цветами показаны планетные кандидаты разных размерных классов: синим – планеты с радиусами от 0.5 до 1 земных, темно-зеленым – планеты с радиусами от 1 до 1.5 земных, красным – планеты с радиусами от 1.5 до 2 земных, бирюзовым – планеты с радиусами от 2 до 4 земных. Серой областью показано суммарное распределение, полученное авторами статьи.

Обращает на себя внимание резкое уменьшение количества небольших планет (0.5-1 радиусов Земли) с ростом орбитального периода. Мортон и Свифт уверены, что так проявляет себя наблюдательная селекция: многие маленькие планеты со сравнительно большими периодами еще не обнаружены из-за малого отношения сигнал/шум SNR:

где дельта – глубина транзита, сигма – фотометрическая погрешность одного измерения, Ntr – число увиденных транзитов, Npts – число фотометрических замеров во время одного транзита.

Эффективность обнаружения планеты в зависимости от величины SNR авторы посчитали так. До SNR < 6 эффективность равна нулю, планета ускользает от обнаружения. Для 6 < SNR < 12 эффективность линейно увеличивается от 0 до 1 (планета может быть зафиксирована с некоторой долей вероятности). Начиная от SNR > 12 планета обнаруживается гарантированно.

Окончательная форма распределения планет по радиусам представлена на рис. 2.


Рис. 2. Черной линией показано полученное Мортоном и Свифтом распределение планет по радиусам (для периодов короче 90 суток) у звезд красных карликов в расчете на 1 звезду. Серой областью показана величина погрешности распределения. Зеленой пунктирной линией показан степенной закон N ~ R-2. Горизонтальные синие линии показывают гистограмму «частота встречаемости планет указанного размера (0.5-1, 1-1.5, 1.5-2, 2-4 радиусов Земли) на одну звезду», вычисленную для данной выборки. Общее число планет с периодами короче 90 суток, приходящееся на одну М-звезду, достигает 1.5.

Что же мы видим?
Форма распределения планет по радиусам существенно отклоняется от степенного закона N ~ R-2. Чаще всего встречаются планеты с радиусом около 1.25 радиусов Земли. Также наблюдается некоторый избыток планет с радиусами 2-2.5 радиусов Земли, видимо, отражающий тот факт, что в этом диапазоне размеров резко увеличивается число планет с водородно-гелиевыми атмосферами (мини-нептунов). Количество планет с радиусами меньше 1 радиуса Земли уменьшается даже с учетом неполноты данных Кеплера.

Кстати, этот анализ показывает, что большинство транзитных планет у звезд красных карликов оказывается недоступно для наблюдений с Земли. Так, планета GJ 1214 b, обнаруженная наземным транзитным обзором MEarth, при радиусе 2.7 радиусов Земли оказывается в «крупноразмерном» хвосте распределения (планет, меньших по размерам, чем GJ 1214 b, примерно в 30 раз больше, чем более крупных).

Чтобы сравнить свои результаты с данными, полученными другими научными коллективами (в первую очередь, командой Кеплера, и во вторую – с Дрессинг и Шарбонно), Мортон и Свифт повторили свой анализ для выборки планет с периодами короче 50 суток и ступенчатой эффективностью регистрации планеты (эффективность равна нулю при SNR < 7.1 и равна единице при SNR > 7.1). Как оказалось, распределение планет по радиусам (рис. 3) сохраняет свой вид во всех трех случаях, но оценка числа планет, приходящихся на одну звезду, по методике Мортона и Свифта примерно в 1.5 раза превосходит оценки, полученные Дрессинг и Шарбонно.


Рис. 3. Сравнение трех вариантов распределения планет по радиусам, полученных разными методиками расчетов. Рассматривались планеты с периодами короче 50 суток. Черной линией показан результат авторов статьи, точечной линией - результат, полученный по методике Дрессинг и Шарбонно, пунктирной линией - промежуточный вариант.

Как мы видим, пик количества планет с радиусами 1-1.5 радиусов Земли у звезд красных карликов оказывается реальным и не зависящим от конкретной методики расчетов! Также все три методики фиксируют некоторый избыток числа планет с радиусами 2-2.5 радиусов Земли. Планеты с радиусами больше 3 радиусов Земли встречаются у красных карликов очень редко.

Что интересно, Мортон и Свифт не согласны с оценками Дрессинг и Шарбонно количества потенциально обитаемых планет у красных карликов (~0.15 на одну звезду). По их расчетам, эта величина примерно вдвое больше и составляет ~0.3 на одну М-звезду. Чья оценка ближе к истине, покажут будущие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1303.3013v1.pdf

 

 

31 марта 2013
Измерены массы планет в системе KOI-94
прямая ссылка на эту новость

KOI-94 – одна из многочисленных многопланетных систем, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера – была анонсирована в 2012 году. Ее родительская звезда несколько ярче и горячее Солнца (температура фотосферы ~6200 K, светимость достигает 3 солнечных). Кривая блеска звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.743, 10.424, 22.343 и 54.32 земных суток и глубиной, соответствующей планетам самого разного размера – от суперземли (планета KOI-94 b) до планеты-гиганта (планета KOI-94 d). Во время наблюдения транзита KOI-94 d на телескопе Субару японские астрономы обнаружили одновременный транзит и планеты KOI-94 e, что позволило определить угол наклона орбит обеих планет друг к другу – 1.15 ± 0.55°.

С мая по август 2012 года звезду KOI-94 наблюдала Калифорнийская группа на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Было получено 26 замеров лучевой скорости звезды, кроме того, с помощью тщательного анализа спектра были уточнены ее свойства. Как оказалось, звезда KOI-94 несколько массивнее и ярче, чем считалось ранее (оценки ее массы изменились с 1.25 до 1.28 масс Солнца, радиуса – с 1.24 до 1.52 радиусов Солнца), соответственно, увеличились и оценки размеров планет (поскольку непосредственно измеряемая глубина транзита пропорциональна величине (Rpl/Rstar)2, при пересмотре радиуса звезды автоматически пересматриваются и размеры ее транзитных планет).

Какой же сейчас предстает перед нами система KOI-94?

Ближе всего к своей звезде расположена горячая суперземля KOI-94 b. Ее масса определена с большой погрешностью – 10.5 ± 4.6 масс Земли, радиус составляет 1.71 ± 0.16 земных радиусов, что приводит к средней плотности 10.1 ± 5.5 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по тесной орбите с большой полуосью 0.0512 ± 0.0007 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.17, и делает один оборот за 3.74321 земных суток. Эффективная температура KOI-94 b оценивается в 1486К. Это одна из самых массивных планет земного типа, известных на данный момент.

Второй по удаленности планетой является горячий нептун KOI-94 c радиусом 4.32 ± 0.41 радиусов Земли. Формально его масса оценивается в 15.6 +5.7/-15.6 масс Земли, т.е. фактически получен только верхний предел. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1013 ± 0.0013 а.е. и делает один оборот за 10.42365 земных суток, эффективная температура планеты оценивается в 1012К.

Третья планета – тот самый гигант KOI-94 d, массу которого и стремились измерить американские астрономы. Эта масса оказалась равной 106 ± 11 масс Земли или ровно 1/3 от массы Юпитера, что при радиусе 1.01 ± 0.09 радиусов Юпитера дает среднюю плотность планеты 0.36 ± 0.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.168 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 22.34299 земных суток, ее эффективная температура оценивается в 806К.

И наконец, четвертая планета этой системы KOI-94 e по массе и радиусу занимает промежуточное положение между нептунами и газовыми гигантами. Ее масса с большой погрешностью оценивается в 35 +18/-28 масс Земли, радиус составляет 6.56 ± 0.62 земных радиусов, что приводит к средней плотности 0.60 +0.26/-0.56 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.305 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 54.3203 земных суток, ее эффективная температура равна 584К.

Американские астрономы поискали свидетельства наличия звездного спутника у KOI-94, но ничего не нашли. На снимках ближайших окрестностей звезды, сделанных с высоким угловым разрешением, нет звезд ярче 16 звездной величины (в полосе R). Также отсутствие заметного дрейфа лучевой скорости звезды (верхний предел – 6.9 м/сек за год) исключает дополнительные планеты массивнее Юпитера на орбитах ближе 5 а.е.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1303.2150.pdf

 

 

22 марта 2013
Получены спектры всех четырех планет системы HR 8799
прямая ссылка на эту новость

HR 8799 – молодая звезда спектрального класса А5, чья светимость близка к 5 солнечным светимостям, температура фотосферы составляет 7230К, а радиус равен 1.44 радиусам Солнца. Возраст звезды составляет, по разным данным, от 30 до 50-60 млн. лет. Звезда окружена пылевым диском и имеет планетную систему, состоящую как минимум из четырех массивных планет-гигантов.

14 и 15 июня 2012 года систему HR 8799 наблюдали в ближнем ИК-диапазоне с помощью комплекса инструментов, называемых Project 1640 на 5-метровом телескопе им. Хейла. Методом спекл-интерферометрии было подавлено излучение центральной звезды и получены изображения всех четырех планет, а также их грубые спектры в диапазоне 995-1769 нм (со спектральным разрешением ~ 35). Эти спектры сравнивались со спектрами эталонных коричневых карликов спектральных классов L5 и T2, а также со спектром Сатурна.


Обработанное спекл-изображение ближайших окрестностей звезды HR 8799. Изображения планет обведены кружками.

Что же оказалось?

Спектры всех четырех планет оказались разными – отличающимися как друг от друга, так и от спектров объектов сравнения. В них были обнаружены полосы поглощения аммиака (1450-1550 нм), ацетилена (1500-1550 нм), метана (около 1650 нм) и углекислого газа (1560-1630 нм). Причем в спектре самой удаленной от звезды планеты HR 8799 b (большая полуось орбиты 68 а.е.) был обнаружен аммиак, ацетилен и, возможно, углекислый газ, но не было метана; в спектре планеты HR 8799 c (большая полуось 42 а.е.) также есть аммиак и немного ацетилена, но нет ни метана, ни углекислого газа; в спектре планеты HR 8799 d (27 а.е.) есть ацетилен, метан и углекислый газ, но нет аммиака, а в спектре планеты HR 8799 e (14.5 ± 0.5 а.е.) – есть метан и ацетилен, но нет аммиака и углекислого газа. Яркость всех четырех планет оказалась близка (отличия не превышают 1 звездную величину) и соответствует моделям планет, окутанных облаками.


Спектры всех четырех планет системы HR 8799 вместе со спектрами объектов сравнения.

Орбиты трех внешних планет лежат примерно в одной плоскости (их наклонения лежат в интервале от 27.3° до 31.4°), их эксцентриситеты не превышают 0.1.

Авторы статьи обнаружили достоверные отличия (на уровне 2.1 и 2.8 сигма) в полученном ими спектре планеты HR 8799 b и спектре этой же планеты, опубликованном другими авторами. Возможно, эти отличия отражают смену погоды на планете (например, изменение доли планетного диска, покрытого облаками).
Ученые намерены продолжить наблюдения этой интереснейшей системы – в том числе, подтвердить или опровергнуть изменчивость спектров планет звезды HR 8799.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1303.2627.pdf

 

 

13 марта 2013
OGLE-2011-BLG-0251 b: холодная планета-гигант у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет открывать внесолнечные планеты там, где их очень трудно или вовсе невозможно обнаружить другими методами. Например, только методом микролинзирования можно зафиксировать планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд, а также планеты, не принадлежащие ни одной звезде и свободно плавающие в диске Галактики. К настоящему моменту эти методом открыто 16 планет, большинство из них принадлежит маломассивным красным карликам – самым типичным звездам нашей Галактики.

5 марта 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению методом микролинзирования еще одной планеты – холодного гиганта OGLE-2011-BLG-0251 b. Событие микролинзирования OGLE-2011-BLG-0251 было замечено 9 августа 2011 года в рамках проекта OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment). Несмотря на трудные условия наблюдений (в 5 градусах от звезды-источника, чей блеск усиливался влиянием гравитационного поля звезды-линзы, сияла полная Луна), была получена качественная кривая блеска, вид которой вблизи максимума позволил заподозрить у звезды-линзы наличия планеты. Всего было сделано 3738 замеров блеска звезды-источника на тринадцати различных обсерваториях.

Звезда-линза оказалась красным карликом массой 0.26 ± 0.11 солнечных масс, удаленным от нас на 2.57 ± 0.61 кпк. Отношение масс планеты и звезды составило (1.92 ± 0.12) · 10-3, таким образом, масса планеты оказалась равной 0.53 ± 0.21 масс Юпитера. В момент наблюдений звезду и планету разделяло расстояние 2.72 ± 0.75 а.е. (в проекции на небесную сферу). Есть и второе решение, также неплохо описывающее наблюдательные данные: расстояние до системы – 2.71 ± 0.61 кпк, расстояние между планетой и звездой – 1.5 ± 0.5 а.е.

Из-за малой светимости родительской звезды температурный режим планеты OGLE-2011-BLG-0251 b близок к температурному режиму Урана или даже Нептуна.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1303.1184v1.pdf

 

 

8 марта 2013
Все 6 планет в системе Kepler-11 имеют низкую плотность
прямая ссылка на эту новость

В Солнечной системе все маломассивные планеты (они же планеты земной группы) имеют железокаменный состав, а планеты-гиганты, напротив, состоят в основном из водорода и гелия. При этом у Солнца нет планет с промежуточными свойствами (массами в диапазоне от массы Земли до массы Урана и радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли). Однако внесолнечные планетные системы демонстрируют такие планеты во множестве. Среди транзитных планет (транзиты позволяют измерить как истинную массу планеты, так и ее радиус) в их число входят GJ 1214 b, CoRoT-7 b, Kepler-10 b, 55 Cancri e и др.

Интереснейшим примером планет с массами, промежуточными между массами Земли и Урана, явились планеты системы Kepler-11. Эта система включает в себя шесть транзитных планет с радиусами от 1.8 до 4.2 радиусов Земли и массами от 2 до 8 масс Земли (на массу внешней планеты Kepler-11 g пока получен только верхний предел), плотно упакованных внутри орбиты Венеры. Массы планет были определены методом тайминга транзитов, т.е. путем измерения небольших отклонений времени наступления транзитов от предвычисленных значений, вызванных гравитационным взаимодействием планет друг с другом. К большому удивлению исследователей, массы планет в этой системе оказались заметно меньше ожидаемых, что говорило об их необычно низкой средней плотности.

На момент анонса системы (в феврале 2011 года) была проанализирована кривая блеска звезды Kepler-11 за первые 16 месяцев наблюдений. К настоящему моменту в руках исследователей есть данные более чем за 40 месяцев. Это позволило существенно уточнить параметры всех шести планет.
Что же оказалось?

Планета
Орбитальный период, сут.
Большая полуось, а.е.
Масса, масс Земли
Радиус, радиусов Земли
Средняя плотность, г/куб.см
Эксцентриситет орбиты
Kepler-11 b
10.3039
+0.0006/-0.0010
0.091 ± 0.001
1.9
+1.4/-1.0
1.80 ± 0.02
1.77
+1.29/-0.94
0.045
+0.068/-0.042
Kepler-11 c
13.0241
+0.0013/-0.0008
0.107 ± 0.001
2.9
+2.9/-1.6
2.87 ± 0.02
0.68
+0.68/-0.36
0.026
+0.063/-0.013
Kepler-11 d
22.6845 ± 0.0009
0.155 ± 0.001
7.3
+0.8/-1.5
3.11 ± 0.02
1.33
+0.15/-0.28
0.004
+0.007/-0.002
Kepler-11 e
31.9996
+0.0008/-0.0012
0.195 ± 0.002
8.0
+1.5/-2.0
4.18 ± 0.02
0.60
+0.12/-0.16
0.012 ± 0.006
Kepler-11 f
46.6888
+0.0027/-0.0032
0.250 ± 0.002
2.0
+0.8/-0.9
2.48 ± 0.03
0.73
+0.30/-0.34
0.013
+0.011/-0.009
Kepler-11 g
118.3807
+0.001/-0.0006
0.466 ± 0.004
< 25
3.33 ± 0.02
< 4
< 0.15

Средние плотности самых маломассивных планет системы оказались ниже плотности воды! Планета Kepler-11 c при массе 2.9 масс Земли имеет радиус 2.87 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 0.68 г/куб.см. Планета Kepler-11 f при массе 2 массы Земли имеет радиус 2.48 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 0.73 г/куб.см. Эти планеты могут быть чем угодно, но только не планетами земного типа, имеющими железокаменный состав! Ученые предполагают, что они окружены протяженной водородно-гелиевой атмосферой, составляющей заметную долю их массы. Так, считая планету Kepler-11 c состоящей только из каменного ядра и водородно-гелиевой атмосферы (исключая льды), ученые нашли, что масса атмосферы достигает 4.6 +1.1/-0.8% полной массы планеты, а масса атмосферы планеты Kepler-11 f – 3.5 +0.9/-1.3%. Если же считать, что в состав этих планет входит значительная доля льдов, ситуация становится еще более запутанной.
Наличие в составе планеты даже сравнительно небольшой доли водорода резко увеличивает ее размер. Так, по расчетам авторов статьи, размер каменного ядра планеты Kepler-11 c составляет только 47% полного размера этой планеты, а размер каменного ядра планеты Kepler-11 f – 50%. Ничего подобного (даже отдаленно!) в Солнечной системе нет.


Известные транзитные планеты небольшой массы на плоскости Масса - Радиус. Планеты Кеплера показаны кружками. Квадратами показаны CoRoT-7 b, 55 Cancre e, GJ 1214 b и GJ 3470 b. Буквами V и U показаны планеты Венера и Уран (для сравнения). Цветом обозначен уровень энергии, получаемой планетой от своей звезды (в единицах энергии, получаемой Землей от Солнца). Линиями показаны модели планет земного состава, модели планет, на 50% или 100% состоящие из воды (льда), а также имеющие в своем составе обозначенную цифрами долю водорода и гелия.

Изучение планет системы Kepler-11 показало, что мы далеко не всегда можем опираться в наших экзопланетных исследованиях на аналогии в Солнечной системе. Часть внесолнечных планет по своим свойствам может быть близка к Юпитеру, Урану или Меркурию, но другая часть будет ни на что не похожа. Малая масса внесолнечных планет, близкая к массе Земли, еще не гарантирует их землеподобности.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1303.0227.pdf

 

 

4 марта 2013
Транзитный нептун GJ 3470 b: синий и теплый
прямая ссылка на эту новость

Современные средства наблюдения не позволяют разделять свет звезды и ее близких планет – даже крупнейшие телескопы получают общий спектр системы «звезда + ее планеты». Однако в случае, если планета является транзитной, т.е. периодически проходит по диску своей звезды, можно измерить глубину транзита на разных длинах волн и, таким образом, оценить прозрачность атмосферы планеты в зависимости от длины световой волны (этот метод называется трансмиссионной спектроскопией). Подобные измерения уже были с успехом проведены для ряда горячих юпитеров, например, для HD 209458 b (Осириса) и HD 189733 b. Причем если наблюдения Осириса привели к обнаружению в его атмосфере натрия, углерода, кислорода, окисей титана и ванадия, молекулярного водорода, и пр., то спектр гиганта HD 189733 b оказался лишен каких-либо заметных деталей. Это объяснили наличием в его атмосфере плотной высотной дымки.

Наблюдение небольших планет (нептунов и суперземель) представляет в этом смысле особый интерес. У солнцеподобных звезд и, тем более, звезд субгигантов такие наблюдения сильно затруднены из-за малого отношения радиуса транзитных нептунов и суперземель к радиусу звезды, однако для звезд красных карликов ситуация более благоприятная. Так, трансмиссионная спектроскопия транзитного горячего нептуна GJ 436 b показала, что в его атмосфере мало или вовсе нет метана, зато довольно много угарного газа. А наблюдения суперземли GJ 1214 b исключили наличие у нее безоблачной богатой метаном водородно-гелиевой атмосферы (атмосфера этой планеты или состоит из водяного пара, или – в случае водородно-гелиевого состава – содержит оптически плотную высотную дымку).

Планета GJ 3470 b была открыта в 2012 году. Это типичный очень теплый нептун, чья масса, по последним данным, оценивается в 14.1 ± 1.3 земных масс, радиус – в 4.3 +0.2/-0.1 земных радиусов, а эффективная температура близка к 700К. Достаточно низкая средняя плотность (0.94 ± 0.12 г/куб.см) говорит о наличии протяженной водородно-гелиевой атмосферы, чья масса составляет около 10% полной массы планеты. GJ 3470 b вращается вокруг красного карлика GJ 3470 спектрального класса M 1.5 V на расстоянии 0.036 а.е. и делает один оборот за 3.33665 земных суток. Система удалена от нас на 25.2 ± 2.9 пк.

Японские астрономы из обсерватории Окаяма пронаблюдали транзиты GJ 3470 b сразу в нескольких спектральных полосах видимого и инфракрасного диапазона, и обнаружили различия в глубине транзитов для разных длин волн, достигающих 5.9 ± 2%. Они пришли к выводу, что атмосфера планеты лишена плотных облаков и прозрачна на большую глубину. Моделирование показало, что в атмосфере, возможно, содержится тонкая дымка из толиновых частиц размерами ~0.1 мкм, чье количество близко к 1000 частиц в кубическом сантиметре. Рэлеевское рассеяние света окрашивает диск планеты в глубокий синий цвет.
Кроме того, авторы статьи обнаружили повышенную непрозрачность атмосферы на волнах 4.5 мкм, где находятся полосы поглощения угарного и углекислого газов – весьма вероятно, что углерод в атмосфере GJ 3470 b находится преимущественно в форме молекул CO.


Отношение радиусов планеты GJ 3470 b и звезды в зависимости от длины волны. Данные, полученные японцами на обсерватории Окаяма, показаны зеленым, желтым, оранжевым и красным кружками. Коричневым треугольником показаны данные наблюдений на Спитцере на волне 4.5 мкм. Синей пунктирной линией показан модельный спектр для водородно-гелиевой атмосферы с дымкой из толиновых частиц размером ~0.1 мкм и с содержанием тяжелых элементов ~0.3 солнечного значения.

нформация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.7257v1.pdf

 

 

2 марта 2013
Пересмотрена оценка количества потенциально обитаемых планет
прямая ссылка на эту новость

Кортни Дрессинг и Дэвид Шарбонно пересмотрели свои оценки распространенности потенциально обитаемых планет у звезд красных карликов, полученные на основе анализа данных Кеплера. Как оказалось, в их предыдущие расчеты вкралась вычислительная ошибка. После ее обнаружения и исправления выяснилось, что количество потенциально обитаемых планет, приходящихся на одну M-звезду, составляет 0.15 +0.13/-0.06 (ранее эта величина оценивалась в ~0.06), а ближайшая потенциально обитаемая планета удалена от Солнца не далее, чем на 5 пк (с достоверностью 95%).

Соответственно, изменились и другие оценки. Согласно новым расчетам Дрессинг и Шарбонно, на каждую звезду красный карлик приходится 0.90 +0.4/-0.03 планет размерами от 0.5 до 4 радиусов Земли и орбитальным периодом короче 50 суток. Причем если распространенность планет земного типа (с радиусами 0.5-1.4 радиусов Земли) почти не зависит от температурного режима, количество «нептунов» (с радиусами 1.4-4 радиусов Земли) заметно уменьшается с понижением эффективной температуры этих планет.

Напомню, что Кортни и Дэвид изучили 3897 звезд на поле Кеплера с температурой фотосферы ниже 4000К и обнаружили 95 транзитных кандидатов у 64 звезд. По их оценкам, ближайшая транзитная потенциально обитаемая планета у красного карлика расположена не далее 21 пк от Солнца (с достоверностью 95%).


Транзитные кандидаты у звезд красных карликов на плоскости "Энергия, получаемая планетой от звезды, в единицах энергии, получаемой Землей от Солнца" – "Радиус планеты". Зеленым цветом показана обитаемая зона. Обнаружены 3 транзитных кандидата, попадающих в обитаемую зону, из них две имеют радиус в интервале 0.5-1.4 радиусов Земли.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.1647v2.pdf

 

 

22 февраля 2013
Самая маленькая планета
прямая ссылка на эту новость

Команда Кеплера объявила об открытии планетной системы, включающей в себя самую маленькую транзитную планету из известных на данный момент. Уникальная точность фотометрии, получаемой одноименным космическим телескопом, и спокойствие самой звезды, почти лишенной признаков какой-либо активности, позволили надежно зафиксировать транзит глубиной всего 12 ± 3 ppm (миллионных долей звездной величины)! Обнаруженная планета по размерам меньше Меркурия и лишь немного превосходит по размерам Луну!


Планета Kepler-37 b с точки зрения художника НАСА. Кредит изображения: NASA/Ames/JPL-Caltech.

Планетная система, включающая в себя самую маленькую планету, называется Kepler-37 (KOI-245). Она удалена от нас приблизительно на 66 пк, ее родительская звезда – поздний желтый или ранний оранжевый карлик массой 0.80 ± 0.07 солнечных масс и радиусом 0.77 ± 0.026 солнечных радиусов. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 2.1 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила) и солидным возрастом, достигающим 6 млрд. лет.

Система Kepler-37 включает в себя три транзитные планеты (полное количество планет в ней почти наверняка больше). Это маленькая Kepler-37 b – каменная планета радиусом 0.303 +0.053/-0.073 земных с орбитальным периодом 13.36731 земных суток и эффективной температурой ~700К – горячий аналог Меркурия; Kepler-37 c – горячий аналог Венеры с радиусом 0.74 +0.07/-0.08 радиусов Земли и орбитальным периодом 21.30189 земных суток; и суперземля Kepler-37 d радиусом 2 ± 0.1 земных и орбитальным периодом 39.79219 суток. Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Меркурия.


Сравнительные размеры планет системы Kepler-37 и Солнечной системы.

Измерение лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES показало отсутствие колебаний с амплитудой больше 7 м/сек и периодами меньше 600 суток. Это накладывает очень мягкий верхний предел на массу планеты d – не более 32 земных масс. Массы же обеих внутренних планет слишком малы, чтобы их можно было измерить методом лучевых скоростей (во всяком случае, при современной точности измерений).

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1305/1305.5587.pdf
http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=256

 

 

21 февраля 2013
Система Kepler-65: горячая, плотная, плоская
прямая ссылка на эту новость

Транзитный метод поиска планет переживает сейчас настоящий бум. Космический телескоп им. Кеплера обнаружил уже около 3 тысяч планетных кандидатов. Однако точность транзитного метода (в частности, точность определения радиусов экзопланет) прямо зависит от точности определения параметров родительских звезд. Дело в том, что глубина транзита, непосредственно измеряемая фотометрическими методами, пропорциональна величине (Rp/Rstar)2, поэтому ошибка в определении звездного радиуса немедленно отразится на точности определения радиуса транзитной планеты.
Одним из мощнейших методов, позволяющих с высокой точностью определять параметры звезд, является астросейсмология. Поверхность любой звезды испытывает колебания, чьи частоты и амплитуды зависят от ее внутреннего строения. Измерив спектр звездных колебаний, можно достаточно точно оценить радиус, массу и даже возраст звезды – а значит, узнать точные размеры транзитной планеты.

15 февраля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная астросейсмическим исследованиям двух звезд на поле Кеплера – Kepler-50 (KOI-262) и Kepler-65 (KOI-262). У звезды Kepler-50 уже были известны две транзитные планеты, трехпланетная система Kepler-65 анонсируется впервые. В статье были существенно уточнены параметры обеих звезд, заново измерены радиусы планет и оценен угол наклона орбит планет к экватору звезды и друг к другу.

Kepler-65 – достаточно яркая (11 видимой звездной величины) звезда из созвездия Лиры. Ее спектральный класс – поздний F, масса оценивается в 1.25 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.41 ± 0.03 солнечных радиусов, возраст составляет 2.9 ± 0.7 млрд. лет. Расстояние до системы не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно грубо оценить в 286 пк.

Кривая блеска Kepler-65 демонстрирует 3 транзитных сигнала с периодами 2.15491, 5.85994 и 8.13123 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.42, 2.58 и 1.52 радиусов Земли, соответственно. Тщательное изучение причин, способных имитировать транзитные сигналы (в том числе поиск затменно-переменных двойных фона на снимках ближайших окрестностей звезды с высоким разрешением), а также измерение средней плотности звезды с помощью анализа кеплеровских орбит каждой из планет, привел авторов к выводу, что все три планеты реальны и вращаются именно вокруг Kepler-65.


Зависимость продолжительности времени транзита от орбитального периода для разных значений углов наклона орбиты планеты i. Видно, что орбиты всех трех планет системы Kepler-65 наклонены к нам практически под одним углом.

Изучение зависимости продолжительности транзитов планет системы Kepler-65 от орбитального периода показало, что наклонения всех трех планет близки к 87.65°, т.е. орбиты лежат практически в одной плоскости. Ось вращения звезды примерно перпендикулярна лучу зрения (точнее, угол наклона оценивается в 81 +9/-16°). Таким образом, система Kepler-65 оказывается компактной и плоской, а орбиты ее планет имеют малый наклон к экватору звезды.

Аналогичные наблюдения системы Kepler-50 также приводят к выводу о малом наклоне орбит обеих ее планет друг к другу и к экватору звезды. Наклон оси вращения звезды Kepler-50 к лучу зрения оценивается в 82 +8/-7°, орбиты обеих планет наклонены друг к другу не больше чем на 5°.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.3728v1.pdf

 

 

15 февраля 2013
Транзит горячей суперземли 55 Рака e глазами спутника MOST
прямая ссылка на эту новость

MOST (Microvariability and Oscillations of Stars) – небольшой канадский космический телескоп с апертурой всего 15 см – был запущен 30 июня 2003 года с космодрома Плесецк. Он находится на солнечно-синхронной полярной орбите высотой около 820 км и делает один оборот вокруг Земли примерно за 100 минут. Аппарат имеет размеры чемодана (65x65x30 см) и весит всего около 60 кг, что не мешает ему получать важную научную информацию.

MOST наблюдал звезду 55 Рака в течение 42 суток – с 14 января по 25 февраля 2012 года. У 55 Рака (HD 75732) в настоящий момент известно 5 планет, из которых самая ближайшая – горячая суперземля 55 Рака e – регулярно проходит по звездному диску (т.е. является транзитной). Анализ кривой блеска звезды позволил существенно уточнить размеры этой планеты: по данным канадских ученых ее радиус составляет 1.99 ± 0.08 земных, что при массе 7.81 ± 0.56 масс Земли дает среднюю плотность 5.49 ± 0.8 г/куб.см. Подобная средняя плотность может быть как у каменной планеты с водородно-гелиевой атмосферой, чья масса составляет 0.1% полной массы планеты, так и при отсутствии водорода, но при наличии в составе планеты 20% воды. С учетом высокого темпа потери водорода очень близкой к звезде (0.0156 а.е.) и раскаленной (T ~ 2300 K) планетой и солидного возраста системы (10.2 ± 2.5 млрд. лет) канадские ученые склоняются ко второму варианту.

Вторичного минимума (падения общего блеска системы при заходе планеты за диск звезды) обнаружено не было, что позволило получить верхний предел на геометрическое альбедо планеты – 57%. Таким образом, исключена (правда, с достоверностью всего 1 сигма) модель с ярким расплавленным дневным полушарием и отсутствием атмосферы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.3321v1.pdf

 

 

12 февраля 2013
Система Kepler-68: две горячие суперземли и гигант в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил уже более 2300 надежных транзитных кандидатов в планеты. Однако для окончательного подтверждения планетной природы этих кандидатов необходимо измерить их массы. Как правило, массы кандидатов определяются методом измерения лучевых скоростей родительских звезд (в случае сравнительно ярких звезд) или с помощью тайминга транзитов (в случае многопланетных систем). Определение сразу и массы, и радиуса транзитной планеты позволяет узнать ее среднюю плотность и оценить химический состав.

11 февраля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная планетной системе Kepler-68 (KOI-246). Эта система интересна тем, что в ней помимо двух транзитных планет на тесных орбитах обнаружена не транзитная планета-гигант в обитаемой зоне, а также зарегистрирован одиночный транзит четвертой планеты на еще более широкой орбите. Система удалена от нас на 135 ± 10 пк, сравнительная яркость родительской звезды (видимая звездная величина +10) позволяет детально изучать ее спектрометрическими методами.

Звезда Kepler-68 очень напоминает нашу ближайшую звездную соседку альфа Центавра A. Ее масса оценивается в 1.08 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.243 ± 0.019 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза превышает солнечную. Возраст Kepler-68 составляет 6.3 ± 1.7 млрд. лет.
Кривая блеска звезды демонстрирует 2 транзитных сигнала с периодами 5.4 и 9.6 земных суток, соответствующих планетам с радиусами 2.31 +0.06/-0.09 и 0.95 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно. Авторы статьи провели тщательный анализ физических явлений, способных имитировать транзитные сигналы (затменно-переменные двойные фона и др.), и практически исключили вероятность ложного открытия. Кроме того, на обсерватории им. Кека с помощью высокоточного спектрографа HIRES было сделано 52 замера лучевой скорости Kepler-68 с точностью 1-1.5 м/сек.
Самая внутренняя планета Kepler-68 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0617 а.е. (10.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.4 земных суток. Ее масса оценивается в 8.3 ± 2.4 масс Земли, что при радиусе 2.31 радиуса Земли приводит к средней плотности 3.3 +0.9/-1.0 г/куб.см, промежуточной между средней плотностью нептунов и планет земного типа. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1280 ± 90К.
Средняя планета Kepler-68 c по размерам даже несколько меньше Земли. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.09 а.е. (15.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 9.605 земных суток. Методом лучевых скоростей был получен верхний предел на ее массу – 4.8 +2.5/-3.6 земных масс.
Кроме подтверждения планетной природы обоих транзитных кандидатов, метод измерения лучевых скоростей позволил обнаружить в этой системе третью, не транзитную планету Kepler-68 d. Ею оказался газовый гигант с минимальной массой 0.947 ± 0.035 масс Юпитера, вращающийся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.40 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.05, и делающий один оборот за 580 ± 15 земных суток. Интересно, что орбита Kepler-68 d пролегает внутри обитаемой зоны звезды Kepler-68, ее температурный режим близок к температурному режиму Земли.

Как я уже упоминала, при анализе кривой блеска звезды было также обнаружено однократное транзитное событие продолжительностью около 8 часов. Судя по его глубине, оно принадлежало планете радиусом около 2.4 земных, находящейся на 970-суточной орбите. Будущие наблюдения позволят подтвердить или опровергнуть связь этой планеты с системой Kepler-68 и уточнить ее параметры.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.2596.pdf

 

 

9 февраля 2013
И снова о планетах у звезд красных карликов – новые подробности
прямая ссылка на эту новость

Я уже писала о докладе Кортни Дрессинг, посвященном оценкам количества землеподобных планет у звезд красных карликов по данным космического телескопа им. Кеплера. 7 февраля в Архиве электронных препринтов появилась большая статья Кортни и ее коллеги Дэвида Шарбонно (David Charbonneau), подробно описывающая методику их расчетов, а также содержащая новые интересные подробности.

Кортни Дрессинг и Дэвид Шарбонно проанализировали кривые блеска 3897 звезд на поле Кеплера с температурами фотосфер меньше 4000К. Они нашли 95 транзитных кандидатов в 64 планетных системах. Сравнив количество кандидатов с количеством звезд выборки, у которых они могли быть обнаружены, астрономы вычислили распространенность планет разных размеров у звезд красных карликов на орбитах короче 50 суток. (Отмечу в скобках, что в зависимости от светимости звезды орбитальный период планеты, находящейся на эффективной земной орбите, составлял от 17 до 148 суток).

Итак, в диапазоне размеров от 0.5 до 4 радиусов Земли (т.е. от размера Марса до размера Нептуна) на каждую М-звезду приходится 0.86 +0.04/-0.03 планет. При этом распространенность планет земного типа (0.5-1.4 радиусов Земли) составляет 0.47 +0.06/-0.05 на звезду. Количество планет радиусом больше 2.8 радиусов Земли у звезд выборки резко падает (примерно до 4%). 48 планет из 95 входят в состав многопланетных систем.

Кортни и Дэвид обнаружили только 3 планетных кандидата с радиусом меньше 0.7 земных. Однако это не означает, что таких планет мало в действительности – просто в этой области размеров начинает ярко себя проявлять неполнота данных.

Также они нашли в своей выборке две планеты земного типа, находящиеся в обитаемой зоне своих звезд (KOI-1422.02 радиусом 0.92 земных и KOI-2626.01 радиусом 1.37 земных), откуда оценили распространенность таких планет в 0.06 +0.06/-0.03. С достоверностью 95% нижний предел на распространенность потенциально обитаемых планет у красных карликов составляет 1.5% от полного числа М-звезд. С той же достоверностью (95%) ближайшая транзитная планета земного типа в обитаемой зоне красного карлика расположена ближе 29 пк, а ближайшая не транзитная – ближе 7 пк.


Распространенность планет в пересчете на одну М-звезду для двух размерных классов планет – с радиусами от 0.5 до 1.4 радиусов Земли (показаны синим цветом) и от 1.4 до 4 радиусов Земли (показаны красным цветом). По оси абсцисс отложен поток энергии, падающий на планету, в единицах потока, падающего на Землю, по оси ординат – распространенность планет. Обитаемая зона отмечена зеленым цветом.

идно, что если распространенность «земель» мало зависит от падающего потока энергии (т.е., фактически, от эффективной температуры планет), то распространенность суперземель и нептунов сначала увеличивается с ростом расстояния до звезды, достигает максимума примерно при температурном режиме Меркурия, а потом снова резко падает. С чем это связано, пока неясно.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1302.1647.pdf

 

 

30 января 2013
WASP-80 b: транзитный горячий гигант у позднего оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

Обзор SuperWASP объявил об открытии нового транзитного горячего юпитера у позднего оранжевого или раннего красного карлика WASP-80 (по разным данным, спектральный класс звезды лежит в интервале от K7 V до M0 V). Новая планета пополнила собой краткий список планет-гигантов на тесных орбитах вокруг маломассивных звезд. Как правило, планетные системы красных карликов включают в себя лишь небольшие планеты, по массе не превышающие массу Нептуна.

Звезда WASP-80 (TYC 5165-481-1) удалена от нас на 60 ± 20 пк. Ее масса оценивается в 0.58 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.571 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость близка к 8.6% светимости Солнца. Возраст звезды надежно определить не удалось: с одной стороны, высокая скорость вращения (один оборот за 8.5 ± 0.8 земных суток) говорит о ее молодости (~100 млн. лет), с другой – скорость и направление ее движения в диске Галактики не согласуется с этим предположением. Таким образом, вопрос пока остается открытым.

Масса планеты WASP-80 b составляет 0.55 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – 0.95 ± 0.03 радиуса Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.07) на расстоянии 0.0346 ± 0.001 а.е. (13 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.06785 земных суток. Из-за невысокой светимости звезды эффективная температура планеты оказывается сравнительно невелика – ~800К в предположении альбедо, равного 0.1.

Измерение эффекта Мак-Лафлина приводит к выводу о высоком (~75°) наклоне орбиты планеты к экватору звезды. Впрочем, по признанию самих авторов статьи, этот вывод пока предварительный и нуждается в уточнении.

Информация получена: http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=doi&doi=10.1051/0004-6361/201220900&Itemid=129

 

 

21 января 2013
Северный HARPS «закрыл» систему HIP 11952
прямая ссылка на эту новость

Северный HARPS – высокоточный эшелле-спектрограф, установленный на Национальном телескопе Галилео. Он является «близнецом» спектрографа HARPS, установленном на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории (Чили) и предназначен для поиска внесолнечных планет на небе северного полушария методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Спектрограф был введен в эксплуатацию весной 2012 года, в августе того же года он начал полноценные научные наблюдения.

Однако первым результатом Северного HARPS`а явилось не открытие, а закрытие. Проведя измерения лучевой скорости звезды HIP 11952 (HD 16031) в течение 20 ночей (с 7 августа по 4 декабря 2012 года) с точностью около 6.6 м/сек, европейские астрономы исключили наличие возле нее двух планет-гигантов, обнаруженных в марте 2012 года немецкими астрономами с помощью спектрографа FEROS.


На верхнем рисунке – лучевая скорость звезды HIP 11952 в зависимости от времени. Нижний рисунок показывает зависимость лучевой скорости звезды HIP 11952 от времени, предсказанную для двухпланетной модели (красная линия и пустые кружки) и ее реальные лучевые скорости, измеренные HARPS - N (черные кружки). Существование планет-гигантов HIP 11952 b и c полностью исключено.

«Закрытие» системы HIP 11952 явилось большим облегчением для теоретиков. По современным представлениям, планеты-гиганты образуются путем аккреции газа протопланетного диска на ядро из тяжелых элементов (кроме наиболее массивных планет, которые могут образовываться также путем гравитационной неустойчивости протопланетного диска). В случае низкого содержания тяжелых элементов в составе формирующейся звезды и ее протопланетного диска образование планет-гигантов оказывается невозможным (ну или, по крайней мере, очень маловероятным). По одним расчетам, критически малая металличность, необходимая для образования планет-гигантов, составляет

[Fe/H]крит = -1.5 + log(r/1 а.е.), а по другим – [Fe/H]крит ~ -0.5.

Поэтому обнаружение двух планет-гигантов у звезды с металличностью [Fe/H] = -1.9 явилось настоящим вызовом для теоретиков. У звезды, содержащей в 79 раз меньше тяжелых элементов, чем Солнце, просто не могло быть таких планет!


Черной ломаной линией показаны верхние пределы на массы планет, которые могут существовать у звезды HIP 11952 по данным, полученным HARPS-N (с достоверностью 99%). Красными ромбами показаны "закрытые" планеты.

Кроме HIP 11952, известна еще пара звезд с низкой металличностью, тем не менее, обладающих планетами – HD 155358 и HD 47536. Однако эти звезды при малом содержании железа имеют в своем составе значительное количество альфа-элементов (кислорода, кальция, кремния и др.), образующих силикатные пылинки и делающих возможным образование планет-гигантов.

Информация получена: http://twiki.oats.inaf.it/twiki/pub/GAPS/HIP11952/hip11952v1.pdf

 

 

16 января 2013
Пять новых планет от Женевской группы
прямая ссылка на эту новость

Несмотря на большие успехи, достигнутые в открытии и изучении экзопланет и внесолнечных планетных систем, мы до сих пор не знаем ответа на важный вопрос: является ли Солнечная система нормальной, типичной планетной системой, или же такие системы редки? С одной стороны, только треть известных на данный момент экзопланет входит в состав многопланетных систем. С другой – увеличение точности измерений часто приводит к открытию дополнительных планет в уже известных системах. При этом (если рассматривать метод измерения лучевых скоростей родительских звезд) обнаружение многопланетных систем является несравненно более трудным делом, чем открытие одной-единственной планеты, поскольку требует большого количества наблюдательных данных. Нужно очень много точных замеров лучевой скорости звезды, чтобы аккуратно отделить один доплеровский сигнал от другого и правильно определить параметры каждой планеты.

Одним из лучших инструментов в мире, созданных для поиска экзопланет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, является высокоточный спектрограф HARPS, установленный на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силье (Чили). С 2003 года HARPS ведет измерения лучевых скоростей 850 звезд южного неба с умеренной точностью (2-3 м/сек) с целью поиска юпитеров и нептунов, вращающихся вокруг солнцеподобных звезд, находящихся в окрестностях Солнца (не далее 57.5 пк). В рамках этой программы уже открыто 43 планеты, из которых 17 имеют орбитальные периоды больше 1000 суток.

15 января 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы под руководством Г. Ло Курто (G. Lo Curto), посвященная открытию еще пяти планет, из которых четыре входят в состав многопланетных систем.

Первая из них – горячий сатурн HD 103774 b, вращающийся на среднем расстоянии 0.07 а.е. от F5-звезды HD 103774 (HIP 58263). Его минимальная масса оценивается в 0.367 ± 0.022 масс Юпитера, орбитальный период составляет 5.8881 ± 0.0005 земных суток, орбита близка к круговой. Система удалена от нас на 55 ± 2 пк.

Еще два нептуна открыто у слегка проэволюционировавшей звезды HD 109271 (HIP 61300). Ее спектральный класс G5, масса составляет 1.047 ± 0.024 солнечных масс, светимость близка к двум солнечным. Судя по всему, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 7.3 ± 1.2 млрд. лет.
Внутренняя планета этой системы HD 109271 b – типичный горячий нептун. Его минимальная масса составляет 17 ± 1 масс Земли, орбитальный период равен 7.854 земных суток, эксцентриситет орбиты достигает 0.25 ± 0.08, большая полуось орбиты – 0.079 а.е.
Вторая планета системы – тоже нептун, но несколько более прохладный. Его минимальная масса – 24 ± 2 массы Земли, орбитальный период – 30.93 ± 0.02 земных суток. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.196 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.09. Оба нептуна очень близки к орбитальному резонансу 4:1 – возможно, именно их взаимное влияние является причиной заметных эксцентриситетов их орбит.
Система удалена от нас на 62 ± 3 пк.

Еще две планеты обнаружены у позднего оранжевого карлика GJ 221 (BD-06 1339). Масса звезды оценивается в 0.7 масс Солнца, светимость близка к 9.5% солнечной. Система находится совсем недалеко от нас – до нее 20 ± 1 пк.
Внутренняя планета системы GJ 221 b – очень теплая суперземля (или, скорее, легкий нептун) с минимальной массой 8.5 масс Земли. Он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.043 а.е. и делает один оборот за 3.873 земных суток.
Внешняя планета более интересна. Ее минимальная масса оценивается в 0.17 ± 0.03 масс Юпитера или 53 ± 8 масс Земли – т.е. в зависимости от своего химического состава она может оказаться как тяжелым нептуном, так и легким планетой-гигантом. GJ 221 c вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.435 ± 0.007 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.11, и делает один оборот за 126 земных суток. Интересно, что в перицентре своей орбиты она чуть-чуть заходит внутрь эффективной земной орбиты (расположенной в этой системе на расстоянии 0.31 а.е), а в апоцентре удаляется на 0.57 а.е., ее средний температурный режим близок к температурному режиму Марса.

Новое открытие подтверждает уже подмеченную закономерность: планеты небольшой массы (нептуны и суперземли), как правило, входят в состав многопланетных систем, в то время как планеты-гиганты предпочитают одиночество.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1301.2741.pdf

 

 

13 января 2013
Землеподобные планеты у маленьких звезд
прямая ссылка на эту новость

Кортни Дресинг (Courtney Dressing), астроном из Гарвардского университета (Кембридж), представила свою работу по изучению числа планет земного типа (куда она отнесла планеты с радиусами от 0.5 до 2 земных) у звезд красных карликов. 75% всех звезд галактического диска относятся именно к этому типу. Однако среди почти 192 тысяч целевых звезд Кеплера красных карликов только 5.5 тысяч: в большинстве своем эти звезды слишком тусклы, чтобы Кеплер мог получить их качественные кривые блеска.

Тем не менее, искать планеты земного типа у красных карликов в чем-то легче, чем у солнцеподобных звезд. Во-первых, планетные системы у красных карликов более компактны, а значит – выше вероятность транзитной конфигурации. Во-вторых, из-за меньшего радиуса этих звезд транзит небольшой планеты окажется более глубоким и четким, чем транзит той же планеты у солнцеподобной звезды. В-третьих, из-за низкой светимости этих звезд их эффективные земные орбиты оказываются довольно тесными, так что планеты, находящиеся в обитаемой зоне красных карликов, успевают сделать несколько оборотов вокруг звезды и продемонстрировать несколько транзитных событий, что облегчает их обнаружение.

Изучив 3609 красных карликов из 5500, наблюдаемых Кеплером, Кортни Дрессинг нашла, что 87% из них имеют планеты земного типа на орбитах короче 50 суток. Однако только 6% М-карликов имеют планеты земного типа в обитаемой зоне. Казалось бы, довольно скромная величина, но в пересчете на общее количество этих звезд это приводит к нескольким миллиардам потенциально обитаемых планет в Галактике.
Ближайшие из таких планет могут находиться в непосредственной близости от Солнечной системы и оказаться прекрасной целью для телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск намечен на 2018 год.

Информация получена: http://www.nature.com/news/small-stars-host-droves-of-life-friendly-worlds-1.12181

 

 

10 января 2013
Доля ложных открытий в данных Кеплера и количество планет разных размеров
прямая ссылка на эту новость

В феврале 2012 года команда Кеплера представила 2300 транзитных кандидатов в планеты, полученных путем анализа кривых блеска более чем 150 тысяч звезд. Однако далеко не все из них являются реальными планетами. Часть транзитных сигналов имитируются другими физическими явлениями и показывают наличие планеты там, где никакой планеты на самом деле нет. Как правило, транзитные сигналы имитируются затменно-переменными двойными фона, находящимися на малом угловом расстоянии от целевой звезды. Подобные события называются ложными открытиями. Очень важно знать долю ложных открытий во всем массиве данных, поскольку эти события загрязняют статистику и искажают истинное распределение планет.

4 января в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива ученых под руководством Франко Фрессина (Francois Fressin), посвященная анализу данных, полученных Кеплером, и выяснению доли ложных открытий среди транзитных кандидатов разных размеров. Как оказалось, эта доля довольно велика. Среди планет-гигантов (кандидатов с радиусами от 6 до 22 радиусов Земли) эта доля достигает 17.7 ± 2.9%, падает до 6.7 ± 1.1% для небольших нептунов (2-4 радиуса Земли), возрастает до 8.8 ± 1.9% для суперземель (1.25-2 радиусов Земли) и достигает 12.3 ± 3.0% для планет земного типа (0.8-1.25 радиусов Земли). Общая доля ложных открытий среди транзитных кандидатов Кеплера составляет 9.4 ± 0.9%.

С учетом доли ложных открытий Фрессин с коллегами оценил количество планет земного типа у солнцеподобных звезд Галактики. По их данным, 16.5 ± 3.6% FGK -звезд имеют хотя бы одну планету земного типа (размером от 0.8 до 1.25 радиусов Земли) на орбитах короче 85 суток (заметим, что Солнечная система в эти проценты не входит – орбитальный период Меркурия 88 суток, а размеры ниже порога обнаружения!).

Планеты-гиганты благодаря легкости обнаружения фиксируются и на более широких орбитах. Так, согласно команде Фрессина, только 2.00 ± 0.22% звезд имеют планеты радиусом от 6 до 22 радиусов Земли на орбитах короче 85 суток и 5.24 ± 0.55% - на орбитах короче 418 суток. Для больших нептунов (т.е. планет с радиусами от 4 до 6 земных) эти цифры составляют 1.97 ± 0.23% (на орбитах короче 85 суток) и 3.18 ± 0.39% (на орбитах короче 418 суток).
Начиная с радиусов ~4 земных начинается резкий рост количества планет. Уже 23.5 ± 1.6% всех звезд имеют планеты размером от 2 до 4 земных (так называемых «мини-нептунов») на орбитах короче 85 суток, и 30.9 ± 2.1% звезд – на орбитах короче 245 суток (для более широких орбит данных пока нет). Суперземли (планеты с радиусом от 1.25 до 2 земных) на орбитах короче 85 суток встречаются у 23 ± 2.4% звезд. Общее число звезд, имеющих хотя бы одну планету любого размера на орбитах короче 85 суток, достигает 68.9 ± 4.7%.


Количество планет разного размера, отнесенных к одной звезде, по данным первых шести наблюдательных кварталов Кеплера после учета ложных открытий и с указанием погрешностей.

анные, полученные Кеплером, согласуются с данными, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Я думаю, мы не сильно погрешим против истины, если оценим количество планетных систем у звезд диска близким к 100%. Про звезд сферической подсистемы Галактики данных пока нет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1301.0842.pdf

 

 

9 января 2013
Сколько в Галактике планет земного типа?
прямая ссылка на эту новость

По расчетам американских ученых из Калифорнийского и Гавайского университетов, работающих с данными Кеплера, 17% солнцеподобных звезд имеют планеты с радиусами от 1 до 2 радиусов Земли на орбитах с периодами от 5 до 50 земных суток. Экстраполируя эти данные на более широкие орбиты, можно предположить, что общая доля звезд, имеющих такие планеты, превышает 50%.
«Мы нашли, что количество планет растет по мере уменьшения их размеров, - сказал Эндрю Говард (Andrew Howard) из Калифорнийского университета (Беркли). – Однако эта зависимость выполняется только для планет, чей радиус больше 2 радиусов Земли. Количество еще более маленьких планет перестает зависеть от их размера».

Франко Фрессин из Говард-Смитсоновского центра астрофизики представил почти идентичные результаты, заявив на заседании Американского астрономического общества в Лонг Бич, Калифорния, что каждая шестая звезда имеет рядом с собой планету земного типа на орбите, сравнимой с орбитой Меркурия или более тесной.

Кривые блеска, полученные Кеплером, анализируются с помощью различных математических алгоритмов, реализованных в виде компьютерных программ. Группа Кеплера пользуется так называемым «трубопроводом» («pipeline»), астрономы из Беркли создали свою программу анализа – TERRA. Создатель TERRA, Эрик Петигура (Erik Petigura) сказал:
«Это может показаться сумасшествием – потратить два года на то, чтобы сделать то, что группа Кеплера уже сделала. Но мы хотели получить ответ на вопрос – как много планет размером с Землю мы потеряли в шумах?»
«Эрик – настоящий бриллиант, - сказал Марси, один из членов Калифорнийской группы и бывший научный руководитель Петигуры. – Он один проделал работу подобную той, что проделала группа Кеплера, создавая свою программу («pipeline»). Чем больше людей будет работать над этой проблемой, чем больше будет проведено независимых анализов данных, тем лучше».

Доля солнцеподобных звезд, имеющих планеты различных радиусов, на орбитах с большой полуосью меньше 0.25 а.е. Серым показано количество планет, обнаруженных алгоритмом TERRA, оранжевым – то ожидаемое количество планет, которые TERRA пропустила.

После аккуратного анализа доли планет, пропущенных TERRA, группа из Калифорнийского университета обработала данные за первые 12 наблюдательных кварталов Кеплера, выложенные в Интернет в свободный доступ. Они нашли 129 планетных кандидатов с радиусами от 6 радиусов Земли до радиуса Марса, причем 37 из этих кандидатов не были найдены группой Кеплера.
Анализ данных, проведенный с помощью TERRA, подтвердил увеличение числа планет по мере уменьшения их размера, о котором сообщила группа Кеплера и Эндрю Говард. Однако Петигура нашел, что после уменьшения радиуса кандидатов ниже двух радиусов Земли их количество перестает увеличиваться, в то время как группа Кеплера и Говард полагают, что увеличение числа планет продолжается и для кандидатов с радиусами меньше 2 земных.

Каждая точка показывает орбитальный период и размер 119 транзитных кандидатов, найденных Петигурой, Марси и Говардом с помощью алгоритма TERRA. 82 серые точки показывают планеты, обнаруженные группой Кеплера и уже опубликованные, 37 красных точек показывают планеты, найденные TERRA и пропущенные группой Кеплера.

Какая точка зрения ближе к истине, покажут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://vcresearch.berkeley.edu/news/earth-size-planets-common-galaxy

 

 

8 января 2013
Надежды на восстановление работоспособности космического телескопа CoRoT почти нет
прямая ссылка на эту новость

CoRoT – небольшой (апертура 27 см) космический телескоп, предназначенный для изучения внутреннего строения звезд методом астросейсмологии и поиска экзопланет методом транзитов. Он был запущен 27 декабря 2006 года российской ракетой «Союз» с разгонным блоком «Фрегат» и выведен на солнечно-синхронную полярную орбиту с высотой около 896 км. Номинально длительность миссии составляла 2.5 года, но ее неоднократно продлевали (последнее продление было до 31 марта 2013 года).
С помощью данных, полученных CoRoT, было открыто два с половиной десятка транзитных экзопланет, в том числе первая транзитная суперземля CoRoT-7 b.

2 ноября 2012 года CoRoT внезапно прекратил передавать на Землю научные данные. Инженеры, анализирующие проблему, пришли к выводу, что под влиянием космической радиации нарушилась связь между телескопом и главным компьютером спутника. Попытки перезапустить компьютер или иным способом решить проблему успехом не увенчались.
Неполадки на станции случались и раньше – так, в марте 2009 года вышел из строя один из блоков обработки данных (всего их было два). Оба раза сбои происходили во время пересечения станцией Южно-Атлантической аномалии, где из-за «проседания» радиационных поясов Земли резко повышен уровень космической радиации.

По словам инженеров миссии, перспективы у CoRoT мрачные. Скорее всего, вернуть станцию к жизни не удастся.

Информация получена: http://www.spaceflightnow.com/news/n1301/04corot/#.UOkuWKyOxKo

 

 

4 января 2013
Система Kepler-32 как прототип наиболее распространенных планетных систем Галактики
прямая ссылка на эту новость

Основной задачей миссии Кеплер является поиск планет у солнцеподобных звезд. Однако не солнцеподобные звезды составляют большинство звездного населения Галактики. 70% всех звезд являются красными карликами – т.е. имеют массу от 0.1 до 0.5 солнечных масс, низкую светимость и спектральный класс M. Планетные системы звезд красных карликов заметно отличаются от планетных систем звезд, подобных Солнцу, и еще более массивных.
Среди почти 192 тысяч целевых звезд Кеплера красных карликов немного – всего около 5.5 тысяч. 66 из них демонстрируют наличие хотя бы одного транзитного кандидата, всего этих кандидатов ровно 100. Среди них 48 входит в состав однопланетных систем, 7 – в состав двухпланетных, 7 – трехпланетных, 3 – четырехпланетных и одна (Kepler-32) пятипланетная. За исключением горячего юпитера у звезды KOI-254 все транзитные кандидаты у красных карликов имеют радиусы от 0.5 до 3 земных и большие полуоси орбит порядка несколько десятых астрономической единицы. Согласно данным Кеплера, распространенность планет у красных карликов в 3 раза выше, чем у солнцеподобных звезд, причем количество планет растет с уменьшением их размера (та же тенденция прослеживается и для более массивных звезд).

Звезда Kepler-32 (KOI-952) – красный карлик спектрального класса M1 V. Его масса оценивается в 0.54 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.53 ± 0.02 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 3793 ± 80К, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Возраст звезды превышает 2 млрд. лет.
Кривая блеска Kepler-32 демонстрирует 5 транзитных сигналов с периодами 0.74296, 2.8960, 5.9012, 8.7522 и 22.7802 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.81, 1.5, 2.2, 2.0 и 2.7 радиусов Земли. Планетная природа третьей и четвертой планет была подтверждена ранее методом тайминга транзитов, а также путем исключения других причин, способных имитировать транзитный сигнал, остальные планеты оставались в ранге планетных кандидатов.

31 декабря 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрономов из Калифорнийского института технологий, посвященная подробному изучению этой системы. Американцы существенно уточнили параметры родительской звезды и подтвердили планетную природу остальных трех ее транзитных кандидатов. Также они нашли, что планеты в этой системе не могли образоваться на месте, там, где мы их сейчас наблюдаем, а значит, мигрировали из внешних областей системы. Кроме того, они отметили, что вторая, третья и четвертая планеты связаны цепочкой орбитальных резонансов 1:2 и 2:3.


Планетная система Kepler-32. Для наглядности размеры планет увеличены в 80 раз относительно масштаба их орбит.

Метод тайминга транзитов позволил оценить массы третьей и четвертой планеты. Поскольку анализ выявил признаки небольшого, но все-таки не равного нулю эксцентриситета их орбит, полученные массы могут служить только верхними пределами, они равны 6.6 и 8.4 земных масс для третьей и четвертой планет, соответственно. Авторы статьи полагают, что истинные массы этих планет должны быть примерно в 2 раза меньше и составлять 3.4 и 3.8 масс Земли. Это означает, что обе планеты включают в себя значительную долю летучих элементов и окружены плотными протяженными атмосферами.
Самая внутренняя планета Kepler-32 f с радиусом 0.81 земных, удаленная от фотосферы звезды всего на 4.3 звездных радиуса и нагретая до 1100К (в предположении альбедо, равного 0.3, и эффективного переноса тепла с дневной на ночную сторону), должна была быстро потерять свою атмосферу, остальные планеты, скорее всего, сохранили ее.


Планеты системы Kepler-32 (показаны лиловыми кружками) на плоскости Большая полуось орбиты – Масса среди других кандидатов у звезд красных карликов. Массы планет оценены исходя из соотношения M ~ R2.06, массы планет Kepler-32 b и Kepler-32 c – методом тайминга транзитов. Также на диаграмме показаны радиусы сублимации пыли для звезды Kepler-32 в возрасте 2 млн. и 10 млн. лет. Наклонными пунктирными линиями показаны различные оценки плотности протопланетного диска звезды Kepler-32.

Авторы статьи также оценили распространенность планет у звезд красных карликов на основе данных, полученных Кеплером. Ранее была получено, что ~30% М-карликов имеют планеты радиусом больше 2 радиусов Земли на орбитах короче 50 суток. Теперь, когда для анализа стали доступны и транзитные кандидаты меньших размеров, они нашли, что на одну М-звезду приходится как минимум 1.0 ± 0.1 планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1301.0023v1.pdf

 

 

1 января 2013
Два новых транзитных горячих гиганта от HATNet
прямая ссылка на эту новость

К началу 2013 года различными методами поиска обнаружено более 850 внесолнечных планет, из которых около 200 – транзитные, т.е. регулярно проходят по диску своей звезды. Большое достоинство транзитных планет заключается в том, что из анализа кривой блеска родительской звезды мы можем определить размер планеты, а используя дополнительно метод измерения лучевых скоростей – также ее массу, среднюю плотность и многие другие параметры вплоть до состава атмосферы. К сожалению, при наблюдениях с Земли, сквозь неспокойную земную атмосферу, можно обнаруживать только транзитные планеты-гиганты. Для нахождения небольших транзитных планет нужно выводить телескопы в космос.
В первый день нового 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья от обзора HATNet, посвященная двух транзитных гигантов HAT-P-42 b и HAT-P-43 b. Обе планеты вращаются вокруг солнцеподобных звезд и являются типичными горячими юпитерами.

Звезда HAT-P-42 (GSC 0232-01451) удалена от нас на 447 ± 40 пк. Ее масса оценивается в 1.18 ± 0.07 солнечных масс, радиус составляет 1.53 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость равна 2.27 ± 0.42 солнечных. По всей видимости, звезда совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 5.1 +1.8/-0.7 млрд. лет. HAT-P-42 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их почти в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Масса планеты HAT-P-42 b составляет 0.975 ± 0.126 масс Юпитера, радиус - 1.28 ± 0.15 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.58 +0.31/-0.15 г/куб.см и второй космической скорости около 52 км/сек. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0575 ± 0.0011 а.е. (~8 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.64188 ± 0.00003 земных суток. Эффективная температура HAT-P-42 b оценивается авторами открытия в 1427 ± 58К (в предположении нулевого альбедо).

Звезда HAT-P-43 (GSC 0801-00608) расположена еще дальше – на расстоянии 543 ± 18 пк. Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.104 ± 0.036 солнечных радиусов, светимость близка к 1.12 солнечных. Звезда содержит на 70% больше тяжелых элементов, чем Солнце, ее возраст составляет 5.7 +1.9/-1.1 млрд. лет.
Масса планеты HAT-P-43 b оценивается в 0.66 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – в 1.283 +0.057/-0.034 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.06 г/куб.см и второй космической скорости около 43 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0443 ± 0.0006 а.е. (~8.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.33269 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура HAT-P-43 b оценивается авторами открытия в 1361 ± 24К.
По своим свойствам HAT-P-42 b и HAT-P-43 b являются типичными горячими юпитерами.


HAT-P-42 b и HAT-P-43 b (показаны черными кружками) на плоскости Масса – Радиус среди других известных транзитных планет.



HAT-P-42 b и HAT-P-43 b на плоскости Эффективная температура планеты – Радиус среди других известных транзитных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.6448v1.pdf

 

Архив новостей:

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