23 декабря 2013
Отношение масса-радиус для 63 планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли

Хотя в Солнечной системе нет планет с радиусами между 1 и 3.8 радиусов Земли, в Галактике планеты таких размеров широко распространены. По данным, полученным космическим телескопом им. Кеплера, примерно 24% звезд имеют планеты с радиусами от 1 до 4 земных и с периодами от 5 до 50 земных суток. Естественно возникает вопрос: каковы свойства этих планет? Где проходит граница между малыми гигантами вроде Урана и Нептуна и планетами земного типа?

Чтобы ответить на эти вопросы, Джеффри Марси (Geoffrey W. Marcy) и Лоурен Вайс (Lauren M. Weiss) проанализировали отношение масса/радиус для 63 планет, чьи радиусы оказались меньше 4 радиусов Земли, периоды – короче 100 земных суток, а массы измерены методом лучевых скоростей или методом тайминга транзитов. Также в данном анализе использовались параметры планет Солнечной системы.

Зависимость массы и средней плотности от радиуса для 63 планет, рассмотренных в работе. Серым цветом показаны планеты, чья масса была определена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Бежевым цветом показаны планеты, чья масса была определена методом тайминга транзитов. Малиновыми буквами показаны планеты Солнечной системы. Синие квадраты (с указанием величины погрешностей) – средняя масса (слева) или плотность (справа) планет в диапазоне шириной 0.5 радиусов Земли. Голубой пунктирной линией показана аналитическая зависимость M ~ R^3.45 , справедливая для планет земного типа. Черной пунктирной линией показана зависимость M ~ R^0.8, справедливая для планет с большим содержанием летучих элементов. На правом грифике бледно-зеленой линией показана зависимость массы от радиуса для планеты земного состава.

Первое, что бросается в глаза при взгляде на графики – огромный разброс данных вокруг среднего тренда. Массы планет одного размера могут отличаться на порядок, что говорит как о значительных погрешностях измерений, так и о возможности принципиально разного состава, средней плотности и эволюции планет одинаковой массы. Однако, в общем и целом картина выглядит такой:

Для радиусов планет R > 1.5 радиусов Земли массу планеты можно оценить по формуле:

M/M_Земли = 3.24 (R/R _Земли)^0.8.

Для радиусов планет R < 1.5 радиусов Земли формула для массы меняется:

M/M_Земли = 1.08 (R/R _Земли)^3.45.

Граничное значение массы, разделяющее преимущественно планеты с земным (железокаменным) составом и планеты со значительной долей летучих (океаниды и мини-нептуны) оценивается в 2.7-3 масс Земли. При этом не стоит забывать, что данный вывод сделан для планет с периодами короче 100 земных суток, т.е. достаточно горячих – за снеговой линией граничное значение массы может быть гораздо меньше или вообще отсутствовать (т.е. содержать значительное количество летучих будут планеты любой массы).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.0936.pdf

 

19 декабря 2013
Kepler-410A b: транзитный горячий нептун у яркой F-звезды

Среди родительских звезд транзитных кандидатов Кеплера есть несколько достаточно ярких для того, чтобы можно было измерить частоты колебаний их фотосфер (этот метод изучения звезд называется астросейсмологией). Спектр колебаний звезды чувствителен к ее массе, радиусу, скорости вращения и даже возрасту, что позволяет достаточно точно определить ее свойства. Именно это было проделано со звездой KOI-42, демонстрирующей транзитный сигнал глубиной 331 ppm.

Дело осложнилось тем, что звезда KOI-42 (KIC 8866102, HD 175289) – двойная. Рядом с более ярким компонентом KOI-42A спектрального класса F и видимой звездной величиной +9.4 на расстоянии 1.6 угловых секунд находится более тусклый компонент KOI-42B спектрального класса К и видимой звездной величины +12.2. И заранее было не ясно, вокруг какого именно компонента вращается транзитный кандидат, и какова его природа. Разобраться во всем этом взялась группа европейских астрономов под руководством Винсента ван Эйлена (V. van Eylen).

Сначала ученые изучили фотометрию звезды, полученную в «короткой» моде (т.е. снимавшуюся каждые 58.8 секунд). Это позволило им получить спектр колебаний фотосферы KOI-42A и довольно точно определить ее свойства. Масса звезды KOI-42A (получившей также имя Kepler-410A) оказалась равной 1.214 ± 0.033 солнечных масс, радиус – 1.35 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 2.72 ± 0.18 раза превысила солнечную. Возраст звезды оценили в 2.76 ± 0.54 млрд. лет.

Потом ван Эйлен с коллегами получил кривые блеска KOI-42 с помощью космического телескопа им. Спитцера. Поскольку звезды KOI-42 имеют разную температуру (~6300 K у компонента A и ~4850 K у компонента B), отношение их светимости оказывается разным для разных длин волн. В оптическом диапазоне светимость компонента B составляет 8% от светимости компонента A, а в инфракрасной полосе Ks – уже 17%. Поэтому если бы планета вращалась вокруг компонента B, глубина транзита планеты увеличилась бы при переходе к инфракрасному диапазону, чего явно не наблюдается (глубина транзита, измеренного на Спитцере, составила 260 ± 90 ppm). Таким образом, астрономы убедились, что планета вращается вокруг более яркой звезды.

Масса планеты Kepler-410A b пока не известна. Ее радиус – 2.84 ± 0.054 радиусов Земли, т.е. планета попадает в размерный класс нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1226 ± 0.0047 а.е. (19.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.17 ± 0.07, и делает один оборот за 17.83365 ± 0.00005 земных суток.

Помимо всего прочего, ван Эйлен с коллегами определили наклон оси вращения звезды (он оказался равным 82.5 ^+7.5/_-2.5°), и сравнил его с наклонением орбиты планеты (87.72 ± 0.15°). Близость этих величин говорит о том, что орбита Kepler-410 A b мало наклонена к звездному экватору.

Интересно, что моменты наступления середины транзита планеты Kepler-410A b испытывают периодические колебания с амплитудой 33 минуты, что говорит о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел. Гравитационным влиянием других планет можно объяснить и заметный эксцентриситет орбиты данной планеты. Однако подробный TTV-анализ системы Kepler-410A – дело будущего.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.4938.pdf

 

 

18 декабря 2013
MOA-2011-BLG-262L b: спутник земной массы у свободно плавающей планеты-гиганта?

Среди всех методов поиска экзопланет метод гравитационного микролинзирования занимает особое место. В отличие от метода измерения лучевых скоростей родительских звезд и транзитного метода, наиболее чувствительных к планетам на тесных орбитах, он наиболее чувствителен к планетам, находящимся вблизи снеговой линии и за ее пределами. С другой стороны, в отличии от метода прямого обнаружения экзопланет на ИК-снимках, метод гравитационного микролинзирования способен обнаруживать и холодные несветящиеся небесные тела, например, старые планеты, не принадлежащие какой-либо одной звезде и свободно плавающие в диске Галактики.

По данным, полученным наземными микролинзовыми обзорами, 17 ⁺⁶/_-9% звезд галактического диска (среди которых большинство составляют M-карлики) имеют рядом с собой планеты-гиганты массой больше массы Сатурна (0.3 масс Юпитера). Эта доля значительно выше, чем та, что была получена методом измерения лучевых скоростей. По всей видимости, основная причина рассогласования заключается в том, что планеты с массой порядка массы Сатурна, находящиеся на сравнительно широких орбитах, оказываются недоступны для RV-метода, но обнаруживаются методом гравитационного микролинзирования. Это означает, что большая часть планет-гигантов не мигрирует внутрь системы и остается там, где эти планеты образовались – за снеговой линией.

Метод гравитационного микролинзирования полностью подтвердил вывод, полученный транзитным методом: небольшие планеты (нептуны и суперземли) гораздо более распространены, чем планеты-гиганты. Неожиданным результатом явилось обнаружение свободно плавающих планет-гигантов, число которых оказалось в 1.8 ^+1.7/_-0.8 раза больше числа звезд. Нет никаких сомнений, что будущие космические миссии, использующие метод гравитационного микролинзирования (например, ИК-телескоп WFIRST) принесут еще много неожиданных и волнующих открытий.

13 декабря 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная событию микролинзирования MOA-2011-BLG-262L. Оно было обнаружено обзором MOA 26 июня 2011 года на 1.8-метровом телескопе MOA-II в Новой Зеландии. К наблюдениям тут же подключились телескопы, входящие в сети PLANET и мюFUN. Время пересечения объектом-линзой радиуса Эйнштейна составило всего 3.8 суток, что говорит об очень малой массе и/или высокой угловой скорости линзы.

Кривая блеска события микролинзирования MOA-2011-BLG-262L. Нижний график показывает в увеличенном масштабе кусочек кривой блеска вблизи максимума (выделен красным прямоугольником).

Проанализировав кривую блеска фоновой звезды, усиленного гравитационным полем линзы (в максимуме ее блеск усилился почти в 80 раз!), ученые обнаружили, что событие MOA-2011-BLG-262L было вызвано двойным объектом с отношением масс, равным 4.7·10^-4. Полученную кривую блеска хорошо описывают два возможных решения: сравнительно близкая свободно плавающая планета-гигант со спутником, и далекая тусклая М-звезда с планетой, свойствами напоминающей Нептун.

•  «Близкое» решение. До объекта-линзы – 640 ⁺³²⁰/_-210 пк. Линза представляет собой планету-гигант массой 3.6 ^+2.0/_-1.7 масс Юпитера со спутником массой 0.54 ^+0.30/_-0.19 масс Земли, разделенных расстоянием 0.13 ^+0.06/_-0.04 а.е. (в проекции на небесную сферу).

•  «Далекое» решение. Линза представляет собой тусклый красный (или даже коричневый) карлик массой 0.12 ^+0.19/_-0.06 солнечных масс, на расстоянии 0.84 ^+0.25/_-0.14 а.е. от которого находится планета массой 18 ⁺²⁸/_-10 масс Земли. В этом случае система расположена в балдже Галактики на расстоянии 7 ± 1 кпк.

Полученные наблюдательные данные не позволяют сделать надежный выбор между этими двумя вариантами.

Авторы открытия подчеркивают, что метод гравитационного микролинзирования доказал свою способность находить крупные спутники у внесолнечных планет, и надеются на будущие космические миссии WFIRST и Euclid.

Интересно пофантазировать на тему планеты MOA-2011-BLG-262L b, если окажется верным «близкое» решение. Освещенная только далеким звездным светом, остывшая почти до температуры космической пыли (т.е. до 20-30К), эта заледеневшая «земля» будет напоминать Тритон, спутник Нептуна. Геологическая и тектоническая активность, почти неизбежная на таком сравнительно крупном теле, приведет к развитому криовулканизму и, возможно, даже к наличию неплотной атмосферы из азота и угарного газа. Под толстой ледяной корой возможен глобальный океан, извержения воды (или водно-аммиачной смеси) из недр будет периодически «обновлять» поверхность, создавая причудливые формы рельефа.
Будущие исследования покажут, насколько вероятен этот сценарий и как часто у свободно плавающих планет-гигантов встречаются крупные спутники.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.3951.pdf

 

16 декабря 2013
Солнце в полнеба: падающая планета Kepler-91 b

К настоящему моменту открыто несколько десятков планет, вращающихся вокруг звезд красных гигантов, и все они расположены на достаточно широких орбитах. Но нет правил без исключений. Планета Kepler-91 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~2.5 звездных радиусов! Как показывают расчеты, самое позднее через 55 млн. лет она упадет на свою звезду и перестанет существовать.

Kepler-91 (KOI-2133, KIC 8219268) – типичный красный гигант спектрального класса K3 III. Его масса оценивается в 1.31 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 6.3 ± 0.16 солнечных радиусов, светимость в 16.8 ± 1.7 раза превышает солнечную. Будучи на главной последовательности, Kepler-91 была звездой раннего F-класса. Расстояние до системы оценивается в 1030 ⁺¹⁵⁰/_-130 пк, возраст составляет 4.9 ± 2.1 млрд. лет.

Точнейшая фотометрия звезды Kepler-91 позволила оценить массу планеты, даже не прибегая к методу измерения лучевых скоростей. Вращаясь очень близко к звезде, планета Kepler-91 b своим тяготением приводит к небольшому искажению ее формы (этот эффект называется эффектом эллипсоидальности). Кроме того, исследователи зафиксировали регулярное изменение яркости системы за счет смены фаз планеты (эффект отражения). Измерение амплитуды обоих эффектов (121 ± 33 ppm для первого и 25 ± 15 ppm для второго) позволило оценить массу и альбедо планеты. Масса Kepler-91 b оказалась равной 0.88 ^+0.17/_-0.33 масс Юпитера, радиус – 1.384 ^+0.011/_-0.054 радиуса Юпитера, что помещает ее в класс горячих гигантов. Будущие измерения лучевой скорости звезды должны значительно уточнить этот результат. Величина альбедо, измеренная по глубине вторичного минимума (ослабления общего блеска системы в момент, когда планета проходит за звездой), оказалась равной 0.30 ^+0.24/_-0.20.

Кривая блеска системы Kepler -91. Четко видны транзиты и плавные колебания блеска звезды, вызванные эффектом эллипсоидальности. Пунктиром показана ожидаемая кривая блеска для планеты на круговой орбите, непрерывной линией – кривая блеска в случае орбиты с эксцентриситетом 0.066.

Кроме того, кривая блеска системы указала на небольшой, однако не равный нулю эксцентриситет орбиты Kepler-91 b. Вращаясь на расстоянии 2.45 ^+0.15/_-0.30 звездных радиусов и испытывая сильнейшее приливное воздействие со стороны своей звезды, планета, тем не менее, вращается вокруг нее не по круговой, а по слегка эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.066 ^+0.013/_-0.017. Причина эллиптичности орбиты пока не известна – возможно, в этой системе есть и другие (не транзитные) планеты, чье гравитационное влияние возмущает орбиту Kepler-91 b.

Еще одним необычным проявлением крайней близости планеты к звезде является неравенство площадей дневного и ночного полушарий. Поскольку угловой размер диска звезды в небе Kepler-91 b достигает 46.5°, площадь освещенного (дневного) полушария оказывается ~70% от площади всей поверхности планеты (в отличии от 50% для планет, достаточно удаленных от своих звезд).

Схема, иллюстрирующая условия освещенности на планете Kepler-91 b во время транзита. Красными линиями показаны границы освещенности, создаваемые падающими световыми лучами. Видно, что площадь ночного (не освещенного) полушария не превышает 30% от полной площади поверхности.

Планета Kepler-91 b находится на заключительном этапе своей эволюции. Самое позднее через 55 млн. лет распухающая оболочка эволюционирующей звезды «дотянется» до перицентра орбиты этого горячего гиганта. Вполне возможно, что еще раньше планета начнет быстро терять вещество, переполнив свою полость Роша.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.3943v1.pdf

 

12 декабря 2013
Три транзитных горячих гиганта у проэволюционировавших звезд: WASP-68 b, WASP-73 b и WASP-88 b

Изучение транзитных планет (т.е. планет, проходящих по диску своих звезд) спектральными методами позволяет получить уникальную информацию об их массе, средней плотности, альбедо, составе атмосферы и прочих важных характеристиках. К настоящему моменту известно около 400 транзитных экзопланет, и их число продолжает быстро расти. В отличие от поиска небольших планет, поиск транзитных планет-гигантов не требует вывода телескопов в космос, многометровой апертуры наземных телескопов или спектрографов уникальной точности – для него достаточно скромных средств. Так, самый успешный наземный обзор SuperWASP основан на работе двух комплексов из 8 автоматических телескопов, каждый с апертурой всего 20 см и разрешением 13.7 угловых секунд на пиксель. Один комплекс расположен на Канарских островах, второй – в южной Африке.

6 декабря 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов из обзора SuperWASP, посвященная открытию еще трех транзитных планет. Все они вращаются вокруг ярких звезд позднего F или раннего G-класса, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. Массы новых планет были измерены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе Эйлера в Ла Силья (Чили). Точность единичного замера составила 5-10 м/сек.

Итак, масса планеты WASP-68 b оценивается в 0.95 ± 0.03 масс Юпитера, радиус – в 1.24 ^+0.10/_-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.67 ^+0.09/_-0.13 г/куб.см., типичной для горячих юпитеров. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет меньше 0.063 с достоверностью 3 сигма) на расстоянии 0.062 а.е. (7.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.0843 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1490 ⁺⁴⁴/_-29 К.

Масса планеты WASP-73 b достигает 1.88 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – 1.16 ^+0.12/_-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.6 ± 0.4 г/куб.см. Такая достаточно высокая средняя плотность у сильно нагретой планеты-гиганта (его температура оценивается в 1790 ⁺⁷⁵/_-51 К) говорит о большой доле тяжелых элементов в его составе. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (с достоверностью 3 сигма эксцентриситет меньше 0.074) на расстоянии 0.0551 а.е. (5.7 звездных радиусов), и делает один оборот за 4.0872 земных суток

Наконец, планета WASP-88 b является хорошим примером «раздутой» горячей планеты. При массе 0.56 ± 0.08 масс Юпитера ее радиус достигает 1.70 ^+0.13/_-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.15 ± 0.04 г/куб.см и делает ее одной из самых «рыхлых» планет. Этот горячий юпитер вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0643 а.е. (~6.6 звездных радиусов), и делает один оборот за 4.954 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 1772 ± 54К.

Транзитные горячие гиганты с массами от 0.5 до 2 масс Юпитера и периодами короче 12 суток на плоскости «удельная мощность падающей энергии – радиус». Новые планеты отмечены красным цветом. Удельная мощность 109 эрг/(сек кв.см) соответствует 735.3 солнечным постоянным (или, что то же самое, отношению a/Rэф = 0.037).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.1827.pdf

 

6 декабря 2013
HD 106906 b: молодая массивная планета в 650 а.е. от своей звезды

Наличие планет на больших (сотни а.е.) расстояниях от своих звезд бросает вызов теориям планетообразования. Еще более странно обнаруживать планеты далеко за пределами протопланетных дисков, из которых эти планеты могут образоваться. Одной из таких планет является гигант HD 106906 b, обнаруженный недавно на ИК-снимках 6.5-метрового телескопа Магеллан.

HD 106906 – очень молодая звезда спектрального класса F5 V, входящая в состав звездной ассоциации Нижний Центавр – Южный Крест (Lower Centaurus Crux) возрастом 10-17 млн. лет. Ее масса оценивается в 1.5 ± 0.1 солнечных масс, светимость в 5-6.5 раза превышает солнечную. Звезда окружена протопланетным диском с температурой ~95К, простирающимся от 20 до 120 а.е.

В апреле 2013 года эту звезду пронаблюдали с помощью инфракрасной камеры Clio 2, чувствительной к ИК-лучам с длиной волны 3-5 мкм, установленной на Магеллане (в этой области спектра контраст между звездой и молодой горячей планетой минимален). На расстоянии 7.1 угловых секунд от звезды был обнаружен слабый источник спектрального класса L2.5 (т.е. с температурой около 2000К). Изучение архивных снимков с космического телескопа им. Хаббла, сделанных в 2004 году, и с наземного телескопа Gemini, сделанных в 2011 году, показало, что этот источник не является фоновой звездой, он движется вместе с HD 106906 и, следовательно, физически с ней связан. На расстоянии 92 ± 6 пк угловому расстоянию 7.1 секунд соответствует линейное расстояние ~650 а.е., таким образом, объект оказывается расположенным далеко за пределами протопланетного диска, окружающего родительскую звезду.

Снимки планеты HD 106906 b, сделанные в разных спектральных полосах инфракрасного диапазона. Изображение планеты обведено белым кружком.

Сравнение инфракрасных показателей цвета объекта с моделями молодых планет-гигантов привело авторов открытия к выводу, что масса объекта составляет 11 ± 2 масс Юпитера, т.е. попадает в диапазон планетных масс, а температура достигает 1950 ± 200К.

Также авторы поискали другие планеты в этой системе, но ничего не нашли (во всяком случае, дальше 35 а.е. – ближе этого расстояния слишком велика засветка от родительской звезды).

Наличие невозмущенного массивного протопланетного диска делает маловероятным предположение о том, что планета HD 106906 b находится на эксцентричной орбите, а сейчас как раз проходит апоцентр. Авторы открытия склоняются к мнению, что она вместе со своей родительской звездой образовалась непосредственно из плотного ядра молекулярного облака в процессе, аналогичном образованию двойных звезд. Будущие наблюдения диска вокруг HD 106906 в субмиллиметровом диапазоне помогут обнаружить возмущения его внешнего края (если они есть) и, таким образом, проверить гипотезу образования планеты «на месте». В случае, если планета образовалась гораздо ближе к звезде и затем была выброшена в результате планет-планетного рассеяния, это событие неизбежно должно отразиться на форме протопланетного диска.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.1265.pdf

 

4 декабря 2013
Нептун в разгар лета: «горячий» южный полюс

Нептун – самая далекая «классическая» планета Солнечной системы. Несмотря на то, что поток солнечной энергии на орбите Нептуна в 900 раз меньше, чем на орбите Земли, эта планета демонстрирует бурную метеорологическую активность: в атмосфере быстро появляются и исчезают облака, темные овалы соответствуют областям, охваченным мощными ураганами, воздушные зональные течения образуют длинные облачные ленты. В отличие от Урана Нептун излучает в космос почти в 2 раза больше энергии, чем получает от Солнца.

В 1989 году мимо Нептуна пролетел «Вояджер-2», ставший единственным космическим аппаратом с Земли, посетившим эту планету. Он показал необычное распределение тепла в ее атмосфере: самыми теплыми на Нептуне оказались экваториальные области и зоны вблизи полюсов, а самыми холодными – средние широты.
Орбитальный период Нептуна близок к 165 годам, поэтому смена сезонов на нем происходит очень медленно. 1989 год соответствовал началу лета в южном полушарии, а в 2005 году там было летнее солнцестояние. Сравнивая данные, полученные «Вояджером», с наземными наблюдениями, проведенными в 2003-2007 годах, ученые пытаются обнаружить неторопливые сезонные изменения, происходящие на самой далекой «большой» планете Солнечной системы.

Наблюдения Нептуна с Земли или с околоземной орбиты сильно затруднены вследствие его удаленности, поэтому для этих наблюдений используются крупнейшие телескопы. Нептун наблюдали из космоса на Хаббле, Спитцере, Гершеле и AKARI, а также на Кеке, VLT и других наземных телескопах.

В среднем инфракрасном диапазоне самыми заметными спектральными особенностями Нептуна являются полосы метана (на волне 7.7 мкм) и этана (на волне 12 мкм). Изучение профилей этих полос позволяет прозондировать тропосферу и стратосферу Нептуна.
Ниже приведен температурный профиль атмосферы Нептуна по данным разных авторов.

В тропопаузе (самой холодной области атмосферы) температура воздуха на 45° южной широты составляла 51К, поднимаясь до 56-57К на экваторе и до 56К на южном полюсе. Такая необычная картина объясняется подъемом (и одновременно адиабатическим охлаждением) газа из глубин Нептуна в средних широтах и его опусканием (с адиабатическим нагреванием) на экваторе и полюсах. На уровне давления в 1 атм. температура воздуха близка к 68К.

Снимки Нептуна на разных длинах волн среднего инфракрасного диапазона, полученные наземными телескопами Кек, Gemini и VLT. Пятнышко правее и ниже планеты показывает изображение точечного источника (фоновой звезды). Север Нептуна расположен сверху, в соответствии с координатной сеткой, показанной в третьем ряду.

Сравнение температурных профилей атмосферы Нептуна на разных широтах, вычисленных по данным «Вояджера-2», с аналогичными профилями, полученными в наземных наблюдениях в 2003-2007 годах, показано на рис. ниже.

Видно, что главным изменением за прошедшие ~15 лет стало усиление «горячего южнополярного пятна», которое хорошо видно на наземных ИК-снимках. Во время летнего солнцестояния на уровнях давлений 10-100 мбар температура воздуха в районе полюса (южнее 70° южной широты) на 7-8К превысила температуру окружающих областей, и на 5-6К – по всей глубине атмосферы от 0.1 до 200 мбар. Выше, в стратосфере, в области с давлениями ниже 0.1 мбар, температурный профиль становится изотермическим и не меняется со временем (по крайней мере, на масштабах ~20 лет). С учетом погрешностей измерений можно сказать, что температура стратосферы на уровне давления 1 мбар если и изменилась, то не больше, чем на 5К, а температура на уровне давления 0.1 мбар осталась неизменной с точностью ±3К. Также не изменились с 1989 года по 2003-2007 годы средние зональные температуры в тропосфере.

С чем связано появление «горячего пятна» вблизи южного полюса Нептуна, пока не очень ясно. По всей видимости, там сформировалась атмосферная воронка циклонического типа, где воздушные массы, закручиваясь, опускаются вниз и нагреваются. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.7570v1.pdf

 

28 ноября 2013
Горячие юпитеры не всегда одиноки

Многочисленные исследования последних лет, проводившиеся как с помощью метода измерения лучевых скоростей, так и транзитным методом, показали, что горячие юпитеры избегают многопланетных систем. Однако нет правил без исключений. 22 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов, работающих на спектрографе SOPHIE, посвященная открытию трех горячих юпитеров, входящих в состав многопланетных систем. Два горячих юпитера имеют в компаньонах планеты-гиганты на более широких орбитах, третий вращается вокруг звезды, демонстрирующей дополнительный дрейф лучевой скорости (это означает, что в системе есть еще одно или несколько небесных тел, но их орбита еще не определена). Все три открытия были совершены в рамках программы по поиску внесолнечных планет-гигантов, под которую выделено 12% наблюдательного времени на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. С 2006 года в рамках этой программы уже было открыто 12 планет и коричневых карликов.
Точность единичного замера лучевой скорости звезд составила 3-8 м/сек.

HD 13908 – F-звезда главной последовательности несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.29 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.67 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость вчетверо превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 2.9 ± 0.4 млрд. лет. Система удалена от нас на 71.2 ± 3.5 пк.
Рядом с этой звездой обнаружено две планеты-гиганта: горячий юпитер HD 13908 b и гигант с температурным режимом Земли HD 13908 c.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 13908 b составляет 0.865 ± 0.035 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.154 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 19.382 ± 0.006 земных суток.
Интереснее вторая планета этой системы – массивный гигант HD 13908 c. Его температурный режим очень близок к температурному режиму Земли, эксцентриситет орбиты невелик (0.12 ± 0.02). Минимальная масса гиганта – 5.13 ± 0.25 масс Юпитера, орбитальный период – 931 ± 17 земных суток. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

HD 159243 – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, ее масса и радиус на ~12, а светимость на 30% превосходят соответствующие солнечные значения. Рядом с ней также обнаружены две планеты: горячий юпитер HD 159243 b и гигант с температурным режимом Венеры HD 159243 c.
Минимальная масса планеты HD 159243 b – 1.13 ± 0.05 масс Юпитера. Орбита и этого горячего юпитера близка к круговой, расстояние до звезды – 0.11 а.е., орбитальный период – 12.62 земных суток. Эксцентриситет орбиты второго гиганта также невелик – всего 0.075 ± 0.05. HD 159243 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.80 ± 0.02 а.е. и делает один оборот за 248.4 ± 5 земных суток. Вся система удалена от нас на 69.2 ± 5.5 пк.

Правильные, близкие к круговым, орбиты планет в обеих системах говорят о том, что они после своего образования не претерпели заметного возмущения, и что горячие юпитеры образовались там скорее путем миграции в протопланетном диске, нежели в результате планет-планетного рассеяния с последующим скруглением орбит приливными силами.

Наконец, звезда HIP 91258 несколько легче и прохладнее Солнца, ее спектральный класс G5 V. Масса звезды оценивается в 0.95 ± 0.03 солнечных масс, радиус близок к солнечному. В отличие от HD 13908 и HD 159243, имеющих примерно солнечное содержание тяжелых элементов, HIP 91258 отличается повышенной металличностью – количество элементов тяжелее гелия в ее составе в 1.8 раза превосходит солнечное значение. Звезда удалена от нас на 44.9 ± 1.3 пк.
Минимальная масса горячего юпитера HIP 91258 b – 1.07 ± 0.04 масс Юпитера. Его орбита также близка к круговой, расстояние до звезды – 0.057 ± 0.001 а.е., орбитальный период равен ~5 земным суткам. Помимо RV-сигнала от этой планеты, звезда HIP 91258 демонстрирует дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе еще какого-то тела или тел на широких орбитах. Предположительно, дополнительное тело имеет орбитальный период около 5 лет и массу, соответствующую коричневому карлику или маломассивной М-звезде. Будущие наблюдения помогут уточнить его орбиту и физические свойства.

Авторы статьи попробовали обнаружить транзиты всех трех горячих юпитеров, но ничего не нашли. Также, анализируя данные астрометрического спутника Hipparcos, они попытались обнаружить смещения родительских звезд под влиянием гравитационного поля их компаньонов, дабы исключить случай массивных коричневых карликов или М-звезд на орбитах, расположенных плашмя по отношению к земному наблюдателю – и тоже ничего не нашли. По-видимому, наклонение орбит планет в этих системах далеко и от нуля, и от 90 градусов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.5271.pdf

 

25 ноября 2013
Трансмиссионная спектроскопия планеты HAT-P-1 b на Хаббле

Глубина транзита транзитных планет может несколько меняться в зависимости от длины волны, на которой этот транзит наблюдается. На изучении этой зависимости основана трансмиссионная спектроскопия планетных атмосфер. С помощью измерения глубины транзитов на разных длинах волн (в том числе и в инфракрасном диапазоне) можно оценить физические свойства и состав атмосферы транзитной планеты, в частности, определить наличие или отсутствие высотной дымки и/или инверсионного слоя.

Как показывают расчеты, в спектрах чистых, лишенных облаков атмосфер горячих гигантов с температурой ниже 1500К должны доминировать уширенные давлением линии газообразных натрия и калия. Линии натрия действительно были обнаружены в трансмиссионных спектрах некоторых горячих гигантов, например, HD 209458 b и WASP-17 b, а в спектре планеты XO-2 b были также найдены и линии калия. Однако многие горячие юпитеры (например, HD 189733 b) демонстрируют признаки высотной дымки, делающей спектры таких планет плоскими, лишенными заметных деталей. Очевидно, горячие гиганты не образуют единый класс объектов и отличаются разными как физическими, так и спектральными свойствами.

30 сентября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов под руководством Н. Николова (N. Nikolov), посвященная трансмиссионной спектроскопии транзитного горячего гиганта HAT-P-1 b. Николов с коллегами пронаблюдал три транзита HAT-P-1 b с помощью камеры STIS космического телескопа им. Хаббла, получив грубый спектр этой планеты на волнах 0.29-1.027 мкм (т.е. от ближнего ультрафиолетового до ближнего инфракрасного диапазона). С достоверностью 3.3 сигма они обнаружили в спектре атмосферы этой планеты линии натрия, но не обнаружили ни линий калия, ни бальмеровской линии атомарного водорода H_альфа.

Трансмиссионный спектр HAT-P-1 b в голубой части спектра. Авторы предполагают, что усиление непрозрачности на коротких волнах может быть вызвано поглощением в линиях атомарного кальция (4230 ангстрем), железа, алюминия или хрома.

Сравнив свои данные с данными, полученными другой камерой (WFC3), получившей трансмиссионный спектр планеты HAT-P-1 b в ближнем инфракрасном диапазоне (от 1.087 до 1.687 мкм), авторы отметили, что радиус этого горячего юпитера в оптическом диапазоне на 4.3 ± 1.3 высоты стандартной атмосферы больше, чем в инфракрасном диапазоне. Под стандартной атмосферой здесь понимается изотермическая водородно-гелиевая атмосфера при температуре, соответствующей температуре на терминаторе HAT-P-1 b (~1000К), чье давление и плотность спадает в e раз каждые 414 км (при ускорении свободного падения, соответствующего ускорению свободного падения на HAT-P-1 b). При этом температура дневного полушария планеты, измеренная путем наблюдений в ИК-диапазоне вторичного минимума этой системы, достигает 1500 ± 100К.

О чем может говорить разница в измеренных диаметрах на разных длинах волн? Авторы статьи полагают, что в атмосфере HAT-P-1 b присутствует некое вещество или несколько веществ, сильно поглощающих в оптическом диапазоне, но достаточно прозрачных в ИК (например, газообразные кальций, железо, алюминий или хром).

Трансмиссионный спектр HAT-P-1 b в красной части спектра (точнее, от зеленых лучей до инфракрасных). Резкое усиление непрозрачности атмосферы на волне 5890-5896 Ангстрем соответствует дублетной линии натрия.

Авторы статьи обращают внимание, что трансмиссионный спектр HAT-P-1 b резко отличается от спектра другого горячего юпитера, HD 189733 b, который имеет глубокий темно-синий цвет, вызванный силикатной дымкой. По всей видимости, планета HAT-P-1 b лишена высотной дымки или плотных облаков. Однако характер рассеяния или поглощения света в голубой части спектра планеты отличается и от рэлеевского рассеяния в чистой прозрачной атмосфере. Авторы надеются, что будущие наблюдения помогут разрешить эту загадку.

Общий трансмиссионный спектр планеты HAT-P-1 b. Как мы видим, ни одна рассмотренная теоретическая модель не может описать его полностью.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.0083v1.pdf

 

19 ноября 2013
MOA-2008-BLG-379L b: массивная планета у далекого оранжевого карлика

Поиск экзопланет методом гравитационного микролинзирования ведется двумя крупными наземными обзорами: MOA (Microlensing Observations in Astrophysics = Наблюдения микролинзирования в астрофизике) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment = Оптический эксперимент по гравитационному линзированию).
Обзор MOA основан на наблюдениях с помощью CCD-камеры MOA-cam3 с полем зрения 2.2 квадратных градуса, установленной на 1.8-метровом телескопе MOA-II в Новой Зеландии. Каждый час камера снимает фотометрию богатого звездного поля, расположенного в направлении галактического балджа. Ежегодно обзор MOA фиксирует около 600 событий микролинзирования.
Обзор OGLE основан на наблюдениях CCD-камеры с полем зрения 1.4 квадратных градуса, установленной на 1.3-метровом Варшавском телескопе, расположенном на обсерватории Las Campanas в Чили. OGLE обнаруживает примерно на 100 событий микролинзирования в год больше, чем MOA, однако фотометрия наблюдаемого звездного поля снимается только один раз за ночь, что не позволяет надежно отслеживать «быстрые» события.

Кроме MOA и OGLE, наблюдения событий микролинзирования ведет целая сеть небольших телескопов, входящих в проекты мюFUN, PLANET, RoboNet и MINDSTEp. Расположенные на разных широтах и долготах, эти телескопы способны вести плотные наблюдения уже обнаруженных событий микролинзирования для построения подробной кривой блеска. Как правило, о начавшемся событии оперативно оповещаются все обзоры, и кривая блеска строится по наблюдениям всех групп. Но иногда (при высокой частоте наблюдений) можно получить качественную кривую блеска и силами только одного обзора.

14 ноября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию методом гравитационного микролизирования массивной планеты MOA-2008-BLG-379L b.

Событию микролинзирования MOA-2008-BLG-379 в определенном смысле не повезло. Обзор MOA объявил о нем 9 августа 2008 года. Это было уже после пересечения первой каустики, которую вовремя не заметили из-за недостаточно плотных рядов наблюдений (см. рисунок). В результате данное событие сочли рядовым (на одиночной звезде) и не стали наблюдать его с нужной частотой и плотностью.

Кривая блеска звезды-источника во время события микролинзирования MOA-2008-BLG-379. Разноцветными точками показаны данные наблюдений, полученные различными микролинзовыми обзорами, линией – лучшая теоретическая модель, описывающая эти данные.

Через 2 недели, 23 августа 2008 года, это же самое событие заметил обзор OGLE и присвоил ему имя OGLE-2008-BLG-570. Из-за тусклости звезды-источника она не была заранее внесена в каталог OGLE и получила статус «нового объекта». Блеск «новых объектов» измерялся обзором OGLE только один раз за ночь. То есть и тут не получилось плотных рядов наблюдений.

Однако при обработке полученных данных оба обзора столкнулись с трудностями интерпретации. Полученная кривая блеска звезды-источника никак не ложилась на модель микролинзирования на одиночной звезде. Только объединив фотометрические данные, полученные обоими обзорами, и применив к ним модель двойной линзы, астрономы смогли добиться удовлетворительного описания кривой блеска.

Итак, звезда-линза MOA-2008-BLG-379L удалена от нас на 3.6 ± 1.3 кпк. Ее масса определена с большой погрешностью и оценивается в 0.66 ^+0.29/_-0.33 солнечных масс, грубо соответствуя оранжевому карлику спектрального класса K. Поскольку из анализа кривой блеска с высокой точностью можно измерить только отношение масс компонент двойной линзы (q = 6.9 10^-3), масса планеты оказывается определенной также с большой погрешностью – 4.8 ^+2.1/_-2.4 масс Юпитера. Планету и звезду разделяет расстояние 4.1 ^+1.9/_-1.5 а.е.

Достаточно высокая взаимная угловая скорость звезды-источника и звезды-линзы (7.6 ± 1.6 угловых миллисекунд в год) делает возможным раздельное наблюдение звезды-источника и звезды-линзы с помощью космического телескопа им. Хаббла или крупнейшими наземными телескопами, оснащенными системой адаптивной оптики. К концу 2013 года угловое расстояние между звездами достигнет 37.8 ± 8.3 угловых миллисекунд. Подобные наблюдения (если они будут проведены) позволят определить спектральный класс звезды-линзы, а значит – существенно уточнить как ее массу, так и массу планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.3424.pdf

 

14 ноября 2013
Наблюдения угарного газа в атмосфере Урана говорят о его внешнем источнике

Определение высотного профиля угарного газа в атмосферах планет-гигантов позволяет определить содержание кислорода глубоко в недрах этих планет. Угарный газ обратимо образуется из метана и водяного пара в реакции

H₂O + CH₄ = CO + 3H₂

Однако водяной пар (в отличие от угарного газа) конденсируется при относительно высоких температурах и в верхние слои атмосферы холодных планет может попасть только извне, вместе с кометами и ледяной пылью. Это происходит из-за наличия в атмосферах т.н. «холодных ловушек» – атмосферных слоев с очень низкой температурой, в которых водяной пар конденсируется в ледяные пылинки. Поднимаясь вместе с восходящими потоками воздуха из теплых недр планеты, водяной пар конденсируется в «ледяной ловушке» и выше (в стратосферу) уже не попадает. Поэтому содержание в стратосфере водяного пара, попавшего туда вместе с кометами или ледяной пылью, ничего не говорит о его содержании в недрах планеты.

В отличие от водяного пара, в атмосферах Урана и Нептуна угарный газ не конденсируется. Поэтому ученые надеялись определить содержание кислорода в недрах Урана, спектроскопическим методом измерив содержание угарного газа в его стратосфере. Наблюдения проводились в миллиметровом диапазоне с помощью космического ИК-телескопа им. Гершеля 15 июня 2012 года (конкретно, изучалась линия CO (8-7) на частоте 921.8 ГГц).

Результаты получились довольно любопытными. Прозондировав область атмосферы на уровне 0.1-5 мбар, группа европейских астрономов под руководством Тибо Кавалье (Thibault Cavalié) нашла, что содержание угарного газа составляет там 7.1-9 10^-9 молярных долей. При этом для уровня давлений ~200 мбар (строго 10-2000 мбар) был получен только верхний предел на содержание угарного газа – 2.1 10^-9 молярных долей. Иначе говоря, содержание угарного газа падало с ростом глубины, что говорит о его внешнем (а не внутреннем) источнике в стратосфере Урана.

Опираясь на полученный верхний предел, авторы статьи нашли, что отношение содержания кислорода к водороду O/H в недрах Урана не более чем в 500 раз превышает солнечное значение.

Что же может приносить угарный газ в атмосферу Урана? Кавалье с коллегами полагают, что этим источником являются кометы. Они нашли, что требуемое количество угарного газа в стратосфере может обеспечиваться падением примерно раз в 500 лет кометного ядра диаметром 640-700 метров (с 6-кратной неопределенностью). Отток угарного газа из стратосферы происходит за счет вертикальной диффузии в недра планеты.

В целом состав верхней атмосферы Урана такой: 15.2% приходится на гелий, 1.6% на метан, почти все остальное – водород.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.2458.pdf

 

13 ноября 2013
Семипланетная система Kepler-90 (KOI-351)

23 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии 7-планетной системы KIC 11442793 (KOI-351), впоследствии получившей имя Kepler-90. Авторы статьи назвали новую систему «компактным аналогом Солнечной системы», и это название тут же растиражировали научно-популярные СМИ. Однако эта аналогия слишком сильная, и стоит разобраться, действительно ли планетная система Kepler-90 напоминает нашу собственную.

Космический телескоп им. Кеплера наблюдал звезду KIC 11442793 в течение ~4 лет (1340 земных суток). Сначала в этой системе было обнаружено три транзитных кандидата с периодами 59.7385, 210.5914 и 331.6426 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.44, 6.6 и 9.3 радиусов Земли, соответственно. Впоследствии авторы статьи проанализировали кривую блеска звезды с помощью алгоритма DST и нашли в этой системе еще 4 небольшие планеты на более тесных орбитах. Таким образом, число транзитных планет в системе Kepler-90 достигло семи, что уже сравнимо с количеством классических (не карликовых) планет в Солнечной системе.

Что мы знаем о системе KOI-351?
Звезда Kepler-90 несколько ярче и горячее Солнца. Ее спектральный класс – поздний F, масса оценивается в 1.2 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.2 ± 0.1 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 6080 ⁺²⁶⁰/_-170К. Система удалена от нас на 780 ± 100 пк.

Планеты в этой системе образуют иерархическую структуру, т.е. собраны в отчетливо выделенные группы.

Первую компактную группу образуют планеты Kepler-90 b и Kepler-90 с с периодами 7.008 и 8.719 земных суток и радиусами 1.3 и 1.2 радиусов Земли, удаленные от своей звезды на 0.074 и 0.089 а.е. (13 и 16 звездных радиусов). Несмотря на крайнюю близость орбит, движение планет оказывается динамически устойчивым (в точке максимального сближения их разделяет расстояние, в 4.6 раз превышающее радиус сферы Хилла, при этом считается, что тесная пара планет оказывается устойчивой, если в точке максимального сближения их разделяет расстояние хотя бы в 3.5 радиусов сферы Хилла). Обе горячие планеты находятся вблизи (отклоняясь от него всего на 0.5%) орбитального резонанса 5:4.

Вторую компактную группу образуют планеты Kepler-90 d , Kepler-90 e и Kepler-90 f. Это три небольших нептуна с периодами 59.737, 91.939 и 124.914 земных суток (т.е. близких к резонансу 4:3:2), с радиусами 2.87, 2.66 и 2.88 радиусов Земли, удаленные от своей звезды на 0.32, 0.42 и 0.48 а.е. Движение этих планет оказывается устойчивым, если их масса не превышает ~1 массы Юпитера (что заведомо выполняется, если перед нами действительно нептуны). Температурный режим планеты Kepler-90 f примерно соответствует температурному режиму Меркурия, остальные два нептуна несколько горячее.

Наконец, во внешней части системы находятся планеты-гиганты Kepler-90 g и Kepler-90 h. Их орбитальные периоды – 210.607 и 331.601 земных суток, уточненные радиусы – 8.1 и 11.3 радиусов Земли, расстояние от родительской звезды – 0.71 и 1.01 а.е. Обе планеты должны сильно возмущать движение друг друга, приводя к значительным вариациям времени наступления транзитов. Как оказалось, такие отклонения для планеты Kepler-90 g уже зафиксированы, причем величина отклонения составила 25.7 часов! Однако малое количество транзитных событий за время наблюдений (6 транзитов планеты Kepler-90 g и 3 транзита планеты Kepler-90 h) не позволило авторам статьи аккуратно восстановить степень их влияния друг на друга и определить массы TTV-методом. Однако движение обеих планет является динамически устойчивым, если их массы не превышают 5 масс Юпитера. Температурный режим самой внешней планеты примерно соответствует температурному режиму Венеры, второй гигант немного горячее (его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Резонно задать вопрос – а находятся ли все эти планеты в одной системе, и не является ли часть из них ложными кандидатами? Не имея возможности измерить массы планет системы Kepler-90, авторы статьи для каждой из 7 планет сравнили продолжительность транзита с орбитальным периодом и убедились, что все 7 планет вращаются вокруг одной звезды.

Сравнение продолжительности транзита с орбитальным периодом для каждой планеты и с теоретическими предсказаниями для F -звезды со свойствами (радиусом и средней плотностью), определенными из спектральных наблюдений (диапазон возможных погрешностей показан двумя голубыми линиями). Видно, что все семь планет вращаются вокруг одной звезды, причем ее свойства согласуются со спектральными данными.

Для общей динамической устойчивости системы требуется, чтобы эксцентриситеты орбит всех планет не превышали 0.1 (т.е. орбиты должны быть близки к круговым).

Таким образом, перед нами предстает красивая иерархически организованная система с двумя горячими планетами земного типа на очень близких и тесных орбитах, тремя нептунами в резонансе 4:3:2 посередине и двумя планетами-гигантами во внешней части системы. Если она и напоминает Солнечную систему, то весьма отдаленно.

Глубина транзитов двух внешних планет (0.35% и 0.84%) позволяет наблюдать их с Земли. Изучение вариаций времени наступления транзитов на протяжении длительного периода времени позволит определить массы обеих планет g и h. Безусловно, в ближайшие годы это будет сделано. Для изучения свойств трех средних планет придется ждать вывода в космос европейского телескопа CHEOPS.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.6248v1.pdf
http://archive.stsci.edu/kepler/planet_candidates.html

 

12 ноября 2013
Алгоритм TERRA определил распространенность планет различных типов

Изучение распределения внесолнечных планет по размерам, массам, периодам, эксцентриситетам орбит и прочим свойствам является важнейшей задачей сравнительной планетологии. Как часто встречаются планетные системы? Каких планет больше – мелких или крупных, и на сколько? Много ли звезд имеют планеты земного типа в обитаемой зоне? Далеко ли от Земли находится ближайшая потенциально обитаемая экзопланета?

За 4 года работы космического телескопа им. Кеплера был накоплен огромный массив фотометрических данных. Выложив эти данные в открытый доступ, команда Кеплера пригласила к их анализу научные коллективы со всего мира. Различные группы как профессиональных астрономов, так и астрономов-любителей (к числу последних относятся, например, Охотники за планетами) занимаются ручным или автоматизированным поиском транзитных сигналов в кривых блеска более 150 тысяч звезд, которых наблюдал «Кеплер».

22 октября в журнале PNAS была опубликована статья Эрика Петигуры, Эндрю Говарда и Джеффри Марси, посвященная анализу данных «Кеплера» с помощью алгоритма TERRA. Исследователи сосредоточили свои усилия на звездах главной последовательности спектральных классов G и K (с температурой фотосферы от 4100 до 6100К) от 10 до 15 видимой звездной величины. Таких звезд оказалось 42 557 (так называемые «лучшие 42 тысячи»). У этих звезд велся поиск транзитных сигналов характерной прямоугольной формы с отношением сигнал/шум больше 12 и с периодами от 0.5 до 400 земных суток. В результате было найдено хороших 836 транзитных кандидатов (не путать с KOI). Из них дополнительно выкинули кандидаты с радиусами больше 20 земных, демонстрирующие вторичный минимум на кривой блеска или астрометрический сдвиг родительской звезды во время транзита. В сухом остатке осталось 603 кандидата, из них 62 – с периодами больше 100 земных суток.

Далее на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES были получены спектры 274 родительских звезд из этого списка (в том числе всех звезд, рядом с которыми были обнаружены долгопериодичные кандидаты). Это позволило уточнить свойства родительских звезд и уменьшить погрешность в определении звездных радиусов с 35% до 10% (а значит, соответственно уменьшить погрешность в определении радиусов транзитных кандидатов).

Следующий шаг оказался посвящен оценке «детектируемости» найденных кандидатов. Понятно, что большинство планет на поле Кеплера не наблюдается как из-за низкой геометрической вероятности транзитной конфигурации, приблизительно равной R_star /a (где R_star – радиус звезды, a – большая полуось орбиты планеты), так и из-за низкого отношения сигнал/шум для планет у тусклых звезд. Если количество пропущенных планет вследствие малой вероятности транзитной конфигурации вычислить сравнительно легко, то для учета второго фактора Петигрю с коллегами добавляли в данные 40 тысяч синтезированных «транзитных событий» со случайными свойствами и смотрели, как алгоритм с ними справляется. В результате была построена «функция полноты» C(P, R_p), отражающая долю реальных планет с периодами P и радиусами R_p, которую может обнаружить алгоритм TERRA. Значение «функции полноты» закономерно уменьшается с увеличением орбитального периода и уменьшением радиуса транзитного кандидата.

Транзитные кандидаты, обнаруженные алгоритмом TERRA , и «функция полноты», отражающая долю не замеченных алгоритмом планет. При значении функции полноты, равном 100% (отмечен белым цветом), алгоритм гарантированно обнаруживает транзитные кандидаты в представленных данных. При значении функции полноты, равном 50%, половина транзитных кандидатов остается незамеченными. Значения функции полноты обозначены различными оттенками голубого цвета.

Наконец, авторы статьи вычислили функцию распространенности f (P, R_p) планет различных радиусов и орбитальных периодов в расчете на одну GK-звезду. Получившаяся функция приведена на рисунке ниже.

Частота встречаемости (или, другими словами, распространенность) планет различных радиусов и орбитальных периодов в расчете на одну звезду. Для планет радиусами меньше 1 радиуса Земли частота встречаемости не вычислялась из-за малых значений функции полноты в этой области (т.е. здесь большинство планет уже остается не замеченными).

Чтобы перейти к зависимости количества планет от их размеров или, наоборот, от их орбитальных периодов, надо просуммировать соответствующие значения функции распространенности в вертикальных или горизонтальных клетках. Результат представлен на рисунках ниже.

Итак, по данным «Кеплера», обработанным алгоритмом TERRA, по мере уменьшения радиусов планет от 16 до 2-3 радиусов Земли количество планет быстро увеличивается, при 2-2.8 радиусах Земли достигает максимума, а потом снова уменьшается. В результате 26 ± 3% солнцеподобных звезд имеют планеты радиусами 1-2 радиусов Земли на орбитах с периодами 5-100 земных суток (стоит обратить внимание, что Солнечная система в эти 26% не входит, поскольку радиус Меркурия меньше радиуса Земли, а орбитальный период Венеры больше 100 земных суток). При этом только 1.6 ± 0.4% GK-звезд имеют планеты-гиганты (8-16 радиусов Земли) на орбитах с периодами 5-100 земных суток.

Если суммировать функцию встречаемости не по периодам планет, а по их размерам (1-16 радиусов Земли), то получится зависимость количества планет от их орбитального периода (точнее, от его логарифма). На графике B видно, что по мере роста орбитального периода количество планет сначала возрастает, а потом выходит на плато.

Ну, а что можно сказать о распространенности планет земного размера с периодами 300-400 суток? Пока – ничего конкретного. Даже если подобные планеты весьма распространены, алгоритмом TERRA они почти не обнаруживаются как из-за малой геометрической вероятности транзитной конфигурации (~0.5%), так и из-за малого значения функции полноты C (~10%) в этой области параметров. Хотя в данных есть 3 кандидата примерно с радиусами ~ 2 радиусов Земли и периодами в интервале 200-400 суток (у звезд KIC-4478142, KIC-8644545 и KIC-10593626), скорее всего, они тоже являются мини-нептунами. Вопрос с землеподобными планетами в обитаемой зоне солнцеподобных звезд пока открыт.

Однако экстраполируя плоское распределение количества планет в зависимости от величины log P, авторы статьи нашли, что землеразмерные планеты в интервале периодов 200-400 земных суток имеют 5.7 ^+1.7/_-2.2 % GK-звезд.

Если перейти от абстрактных орбитальных периодов к планетам в обитаемой зоне своих звезд, то тут ситуация становится еще более неопределенной. Разные авторы очень по-разному определяют обитаемую зону (есть, например, оценки ее вплоть до 0.38-10 а.е.), кроме того, потенциальная обитаемость в сильнейшей степени зависит и от свойств планеты (например, от ее влажности или величины парникового эффекта на поверхности). Осторожно определив обитаемую зону как область, где освещенность, создаваемая звездой, не более чем в 4 раза отличается от земной (т.е. для 0.5 < a/R _эф < 2), Петигрю с коллегами нашли, что 22 ± 8% солнцеподобных звезд имеют в этой зоне планеты радиусами 1-2 земных (цифра, широко растиражированная в СМИ).

Информация получена: http://www.pnas.org/content/early/2013/10/31/1319909110.full.pdf+html

 

8 ноября 2013
HD 285507 b: очень теплый гигант в Гиадах

Как образовались горячие юпитеры? Каким образом планеты, сформировавшиеся за снеговой линией (в области протопланетного диска, где температура падает настолько, что водяной пар конденсируется в ледяные пылинки), оказались совсем рядом со звездой? В данный момент существует две альтернативные теории, отвечающие на этот вопрос.
По первой из них планеты-гиганты мигрируют к звезде за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. По второй сначала планеты оказываются на резко эксцентричных орбитах в результате планет-планетного рассеяния, а потом их орбиты скругляются приливными силами. Обе гипотезы предсказывают существенно разное время образования горячих юпитеров. По первой из них горячие юпитеры образуются очень быстро, в первые же 10 млн. лет, пока диск еще не рассеялся, и сразу оказываются на близких к круговым орбитах. По второй процесс образования этих планет проходит гораздо медленнее, в шкале характерного времени скругления орбит приливными силами, причем планеты, как правило, оказываются на орбитах, резко наклоненных к экватору звезды.
Чтобы понять, какая из гипотез ближе к истине (а возможно, верны они обе), необходимо или искать горячие юпитеры у очень молодых звезд (что затрудняется активностью последних), или изучать распределение этих планет по эксцентриситетам в «динамически молодых» системах, чей возраст меньше характерного времени скругления орбит приливными силами. Последней цели идеально удовлетворяет поиск горячих юпитеров в рассеянных звездных скоплениях, где возраст звезд примерно одинаков и хорошо известен.

28 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная поиску горячих юпитеров в рассеянном скоплении Гиады методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Группа астрономов под руководством Сэмюэля Куинна (Samuel N. Quinn) изучила 27 звезд из этого скопления (были выбраны звезды FGK спектральных классов, не наблюдавшиеся ранее, сравнительно яркие (ярче 12 звездной величины) и медленно вращающиеся). Обзор был чувствителен к планетам с массой больше 0.5 масс Юпитера и периодам короче 10 земных суток. В результате авторы статьи обнаружили один горячий (точнее, очень теплый) юпитер у звезды HD 285507.

HD 285507 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V. Его масса оценивается в 0.734 ± 0.034 солнечных масс, радиус – в 0.656 ± 0.054 солнечных радиусов, светимость близка к 12% светимости Солнца. Возраст звезды совпадает с возрастом скопления и составляет 625 ± 50 млн. лет.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 285507 b оценивается в 0.917 ± 0.033 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с небольшим, но заметным эксцентриситетом (0.086 ± 0.019) и делает один оборот за 6.088 ± 0.002 земных суток. Величина большой полуоси орбиты в статье не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.059 а.е.
Транзиты этой планеты искались, но обнаружены не были.

Обобщив свои данные и данные, полученные другими научными группами, авторы статьи нашли, что у 160 исследованных звезд, входящих в состав рассеянных скоплений, было обнаружено 3 горячих (или очень теплых) юпитера. Это приводит к распространенности горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений 1.97 ^+1.92/_-1.07%. Учитывая, что все три планеты были обнаружены в скоплениях с металличностью ~0.15 (а распространенность планет-гигантов с ростом металличности быстро растет), исследователи пересчитали распространенность горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений с солнечной металличностью в 1.30 ^+1.27/_-0.71%, что находится в прекрасном согласии с оценками этой же величины у звезд поля (~1.2%).

Вместе с тем для окончательного выбора между двумя гипотезами образования горячих юпитеров пока не хватает данных. Авторы статьи осторожно заявляют, что роль планет-планетного рассеяния в образовании горячих юпитеров явно велика, но при этом не исключают и альтернативный (через миграцию II типа) путь образования этих планет. Возможно, горячие юпитеры образуются и тем, и другим способом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.7328v1.pdf

 

7 ноября 2013
О II научной конференции Кеплера

4-8 ноября в Научно-исследовательском центре Эймса, Moffett Field , Калифорния, проходит 2-я Научная конференция Кеплера, посвященная обсуждению последних результатов, полученных одноименным космическим телескопом.
«Влияние результатов миссии «Кеплер» на экзопланетные исследования и звездную астрофизику хорошо иллюстрируется присутствием почти 400 ученых из 30 разных стран на Научной конференции Кеплера, – сказал Уильям Бораки, научный руководитель миссии Кеплер в Эймсе. – Мы собрались, чтобы отпраздновать и обсудить наш коллективный успех при открытии новой эры астрономии».

За прошедшие дни уже прозвучало множество интереснейших докладов и презентаций. Часть результатов широко освещалась в СМИ. В ближайшие дни я буду подробно рассказывать об отдельных работах, а пока – несколько слайдов, иллюстрирующих громадную работу, проделанную как группой Кеплера, так и другими научными коллективами.

Транзитные кандидаты Кеплера на плоскости «период - радиус». Голубыми точками показаны кандидаты, известные к январю 2013 года, желтыми точками - новые кандидаты, представленные на ноябрьской конференции.

Научному сообществу были представлены 833 новых транзитных кандидатов, десять из которых имеют радиусы меньше двух радиусов Земли и расположены в обитаемой зоне своих звезд. По сравнению с последним обновлением в январе этого года полное количество транзитных кандидатов увеличилось на 29% и достигло 3538, причем наибольший прирост количества кандидатов (+78%) был достигнут для планет класса «земель» (с радиусом меньше 1.25 радиусов Земли).

Количество транзитных кандидатов разных размерных классов. Показано как общее количество кандидатов каждого размерного класса, так и их прирост по сравнению с январем 2013 года.

Статистический анализ данных (включающий в себя учет геометрической вероятности транзитной конфигурации) показал, что 22 ± 8% солнцеподобных звезд имеют в обитаемой зоне планеты с радиусом меньше 2 радиусов Земли.

Обнаружено 104 транзитных кандидата, находящихся в обитаемой зоне своих звезд. Эти кандидаты показаны на плоскости «эффективная температура - радиус». Вертикальными пунктирными линиями показаны границы обитаемой зоны и эффективная температура Земли. Как и на первом слайде, голубыми точками показаны кандидаты, известные к январю 2013 года, желтыми точками - новые кандидаты.

Если от солнцеподобных звезд перейти к красным карликам, составляющим большинство звезд Галактики, то для них распространенность землеразмерных планет в обитаемой зоне еще выше и достигает ~48% (при этом больше половины красных карликов имеют землеразмерные планеты с периодами короче 50 суток).

Нет никаких сомнений, что в течение ближайших нескольких дней мы еще услышим о множестве интереснейших открытий, полученных с помощью «Кеплера». 

Информация получена: http://www.nasa.gov/content/nasa-kepler-results-usher-in-a-new-era-of-astronomy/
http://www.nasa.gov/sites/default/files/files/Kepler-ROWE-Nov4.pdf
http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_talks/Dressing.pdf

 

6 ноября 2013
Еще 7 горячих гигантов от SuperWASP: планеты от WASP-95 b до WASP-101 b

Я заканчиваю обзор 13 новых транзитных экзопланет, представленных наземным транзитным обзором SuperWASP 21 октября 2013 года (начало обзора тут и тут). Оставшиеся 7 планет представляют собой горячие гиганты с массами от 0.5 до 2.8 масс Юпитера, радиусами от 1.1 до 1.7 радиусов Юпитера, орбитальными периодами от 2.1 до 5.7 земных суток и температурами от 1180 до 2190К. Все они вращаются вокруг одиночных звезд по круговым орбитам, все имеют средние плотности, типичные для горячих юпитеров.
Свойства планет и их родительских звезд представлены в двух таблицах ниже.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк*	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность, [Fe/H]
WASP-95	13 2	G2	1.11 ± 0.09	1.13 ± 0.08	1.32	0.14 ± 0.16
WASP-96	290	G8	1.06 ± 0.09	1.05 ± 0.05	0.92	0.14 ± 0.19
WASP-97	147	G5	1.12 ± 0.06	1.06 ± 0.04	1.04	0.23 ± 0.11
WASP-98	280	G7	0.69 ± 0.06	0.70 ± 0.02	0.41	-0.6 ± 0.19
WASP-99	175	G8	1.48 ± 0.1	1.76 ± 0.11	4	0.21 ± 0.15
WASP-100	435	F2	1.57 ± 0.1	2.0 ± 0.3	8.12	-0.03 ± 0.1
WASP-101	200	F6	1.34 ± 0.07	1.29 ± 0.04	2.46	0.2 ± 0.12

*Примечание. Расстояния до звезд оценены исходя из их светимости и видимой звездной величины (в оригинальной работе не сообщаются).

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Большая полуось орбиты, а.е.	Эффективная температура, К	Средняя плотность, г/куб.см
WASP-95 b	2.18467	1.13 ± 0.1	1.21 ± 0.06	0.0342 ± 0.0008	1570 ± 50	1.13 +0.09/-0.27
WASP-96 b	3.42526	0.48 ± 0.03	1.2 ± 0.06	0.0453 ± 0.0013	1285 ± 40	0.37 ± 0.05
WASP-97 b	2.07276	1.32 ± 0.05	1.13 ± 0.06	0.033 ± 0.0006	1555 ± 40	1.21 ± 0.15
WASP-98 b	2.96264	0.83 ± 0.07	1.1 ± 0.04	0.036 ± 0.001	1180 ± 30	0.84 ± 0.08
WASP-99 b	5.75251	2.78 ± 0.13	1.1 ± 0.08	0.072 ± 0.002	1480 ± 40	2.79 ± 0.4
WASP-100 b	2.84938	2.03 ± 0.12	1.7 ± 0.3	0.046 ± 0.001	2190 ± 140	0.53 ± 0.27
WASP-101 b	3.58572	0.5 ± 0.04	1.41 ± 0.05	0.0506 ± 0.0009	1560 ± 35	0.24 ± 0.03

Также авторы статьи задались вопросом, насколько эффективен обзор SuperWASP в поисках транзитных горячих юпитеров? Они проанализировали возможности своего обзора на примере транзитных планет, открытых их коллегами и ближайшими конкурентами – наземным транзитным обзором HATNet. Из 23 планет, обнаруженных HATNet, SuperWASP пропустил только две. Основываясь на этом, исследователи пришли к выводу, что SuperWASP достаточно эффективно находит планеты в области параметров, на которую он расчитан (звезды 9-13 видимой звездной величины, орбитальные периоды 0.8-7 суток и радиусы планет 0.7-2 радиусов Юпитера).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.5630v1.pdf

 

4 ноября 2013
«Воздушные» планеты системы Kepler-79

Планетная система KOI-152 была обнаружена в 2010 году. Тогда в ней нашли 3 планетных кандидата с периодами 13.48, 27,4 и 51,94 земных суток, близких к орбитальному резонансу 1:2:4, подобному орбитальным резонансам галилеевых спутников Юпитера. В 2012 году планетная природа кандидатов в этой системе была подтверждена как статистическим методом, путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, так и методом тайминга транзитов. Изучая вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга, группа китайских астрономов под руководством Су Ванга грубо оценила массы трех внутренних планет в 9-15, 9-19 и 20-24 земных масс.
По мере накопления фотометрических данных и спектрометрического исследования родительской звезды облик системы KOI-152 заметно изменился. Была обнаружена четвертая, внешняя транзитная планета, масса и радиус родительской звезды несколько уменьшились. Анализ фотометрии Кеплера за 1282 суток и учет влияния четвертой планеты привел к пересмотру масс и радиусов внутренних планет.

9 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья четырех американских астрономов, посвященная уточнению параметров системы KOI-152, также получившей имя Kepler-79.
Итак, Kepler-79 – солнцеподобная звезда позднего F-класса. Ее масса оценивается в 1.165 ± 0.045 солнечных масс, радиус – в 1.30 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.2 раза превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.9) его можно оценить в 980 пк.

Кривая блеска звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 13.4845 ± 0.0002, 27.4029 ± 0.0008, 52.090 ± 0.001 и 81.066 ± 0.001 земных суток и глубиной 675, 790, 2968 и 453 ppm , соответствующей планетам с радиусами 3.47 ± 0.07, 3.72 ± 0.08, 7.16 ± 0.16 и 3.49 ± 0.14 радиусов Земли. По размерной классификации группы Кеплера три из них относятся к классу нептунов, а третья, самая крупная планета d – к классу планет-гигантов. Однако определение массы (а значит, и средней плотности) планет методом тайминга транзитов привело к неожиданным результатам.

Самой массивной из четырех оказалась не третья, а самая внутренняя планета Kepler-79 b , вращающаяся вокруг своей звезды на расстоянии 0.117 ± 0.002 а.е. и делающая один оборот за 13.48 земных суток – ее масса оценивается в 10.9 ^+7.4/_-6.0 земных масс. Это приводит к средней плотности 1.43 ^+0.97/_-0.78 г/куб.см, в принципе, типичной для горячих нептунов. Масса второй планеты Kepler-79 c заметно меньше – 5.9 ^+1.9/_-2.3 земных масс, что дает среднюю плотность 0.62 ^+0.20/_-0.25 г/куб.см (маловато, но еще в пределах ожидаемого). Удивительно низкой оказалась масса «гиганта» Kepler-79 d – при радиусе ~7 радиусов Земли она имеет массу всего 6.0 ^+2.1/_-1.6 масс Земли! Это приводит к средней плотности 0.09 ± 0.02 г/куб.см – в 11 раз меньше плотности воды! «Воздушная» планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.287 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 52 земных суток. Наконец, четвертая планета Kepler-79 e очень похожа на вторую, только немного меньше и легче: ее масса – 4.1 ± 1.2 масс Земли, средняя плотность – 0.53 ± 0.15 г/куб.см, она удалена от своей звезды на 0.386 ± 0.005 а.е.
Все четыре планеты этой системы горячее Меркурия.

Чем же вызвана необычно низкая средняя плотность планеты Kepler-79 d? Ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и в отсутствии внутренних источников тепла) оценивается авторами статьи в 634 ± 16К. Масса водородно-гелиевой оболочки может достигать 50% от массы всей планеты (но никак не меньше 10% независимо от состава ядра).

Известные транзитные экзопланеты с массой меньше 30 масс Земли на плоскости «масса-радиус». Для сравнения черными точками показаны планеты Солнечной системы. Красным цветом показаны планеты, чьи массы были измерены методом лучевых скоростей, голубым цветом – планеты, чьи массы были измерены таймингом транзитов, зеленым цветом показаны планеты системы Kepler-79. Линиями показаны соотношения «масса-радиус» для чисто ледяных, чисто каменных и чисто железных планет.

Показана зависимость средней плотности известных транзитных экзопланет с массами меньше 30 масс Земли от их радиуса. Цветовые обозначения теже, что и на рисунке выше.

Радиусы известных транзитных экзопланет с массами меньше 30 масс Земли в долях радиусов чисто каменных планет в зависимости от их температуры. Видно, что при температурах больше 1100К начинается быстрая потеря летучих, и радиусы планет оказываются близкими к радиусам каменных планет соответствующей массы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.2642v1.pdf

 

2 ноября 2013
Определена масса и средняя плотность очень горячей земли Kepler-78 b

В мае 2013 года научной общественности была представлена землеразмерная планета KIC 8435766 b с радиусом 1.16 ± 0.19 радиусов Земли. Ее уникальность заключалась в исключительно малом орбитальном периоде – полный оборот вокруг своей звезды эта планета делала всего за 8.5 часа! Интересно, что сначала команда Кеплера сочла эту планету ложным открытием и даже не поместила ее в каталог интересных объектов (KOI). Однако тщательное изучение кривой блеска этой системы (в частности, был обнаружен вторичный минимум, когда планета заходила за звезду) и отсутствие колебаний блеска звезды вследствие эффекта эллипсоидальности, во-первых, подтвердило планетную природу этого кандидата, а во-вторых, позволило получить верхний предел на ее массу – 8 масс Земли. Планета получила имя Kepler-78 b.

Чтобы узнать ее массу, необходимо было измерить слабые колебания лучевой скорости звезды Kepler-78. За эту труднейшую задачу взялись сразу два научных коллектива: группа европейских астрономов под руководством Франческо Пепе, работавшие на спектрографе Северный HARPS, и американская группа под руководством Эндрю Говарда, работавшие на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES.
Обе научные группы добились успеха и получили сходные результаты.

По данным группы Пепе, планета Kepler-78 b имеет массу 1.86 ^+0.38/_-0.25  масс Земли, радиус – 1.17 +0.16/_-0.09  радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.57 ^+3.02/_-1.31 г/куб.см. 

По данным группы Говарда, масса планеты 1.69 ± 0.41 масс Земли, радиус – 1.20 ± 0.09 радиусов Земли, а средняя плотность – 5.3 ± 1.8 г/куб.см. Несмотря на некоторые отличия, в пределах погрешностей оба результата прекрасно согласуются друг с другом.

Полученная средняя плотность планеты Kepler-78 b говорит о том, что она имеет сходный с земным железокаменный состав. На данный момент эта экзопланета по своим физическим свойствам больше напоминает Землю, чем любая другая экзопланета с измеренной массой и радиусом. Однако вращаясь от своей звезды на расстоянии всего 2.7 ± 0.2 звездных радиусов, она нагрета до очень высоких температур и, скорее всего, лишена заметной атмосферы. Температура дневного полушария Kepler-78 b оценивается в 2300-3100К, возможно, оно представляет собой сплошной лавовый океан.

Известные транзитные экзопланеты на плоскости масса-радиус. Зелеными треугольниками показаны планеты Солнечной системы. Серый овал соответствует планете Kepler-78 b (с учетом погрешностей).

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1310/1310.7987.pdf
http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1310/1310.7988.pdf

 

1 ноября 2013
Еще три транзитные планеты от SuperWASP: WASP-69 b, WASP-70A b, WASP-84 b

Давно известно, что горячие юпитеры не представляют собой однородную группу объектов, их свойства меняются в достаточно широких пределах. Кроме того, транзитные горячие юпитеры (особенно у ярких звезд) являются удобной целью для трансмиссионной спектроскопии и измерения наклона плоскости орбиты к звездному экватору, а последнее важно для понимания процессов образования и эволюции планетных систем. Поэтому, несмотря на то, что количество известных транзитных горячих юпитеров приближается к двум сотням, их продолжают искать и изучать.

Для поиска транзитных горячих юпитеров не требуется выносить телескопы в космос – солидный размер этих планет позволяет находить их небольшими (с апертурой 10-25 см) наземными телескопами. Наиболее успешным наземным транзитным обзором является обзор SuperWASP. 21 октября члены обзора опубликовали сразу 3 статьи, посвященные тринадцати новым планетам, одна из них была посвящена планетам WASP-69 b, WASP-70A b и WASP-84 b.

WASP-69 – сравнительно молодой (возраст 1-3 млрд. лет) и активный оранжевый карлик спектрального класса K5. Его масса оценивается в 0.826 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.813 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 29% солнечной. Звезда удалена от нас на 50 ± 10 пк.
Масса планеты WASP-69 b составляет 0.26 ± 0.02 масс Юпитера, т.е. несколько меньше массы Сатурна, а радиус достигает 1.06 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.29 ± 0.04 г/куб.см, обычной для планет этого класса. WASP-69 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0453 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 3.86814 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 963 ± 18К, т.е. довольно умеренная.

Планета WASP-84 b еще прохладнее – ее эффективная температура близка к 800К, что необычно мало для планет, открытых наземными обзорами. В остальном свойства этого гиганта типичны: масса 0.694 ± 0.03 массы Юпитера, радиус 0.94 ± 0.02 радиусов Юпитера, средняя плотность 1.1 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается вокруг оранжевого карлика спектрального класса K0 V на расстоянии 0.077 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 8.52349 земных суток. Сравнительно большая яркость звезды (видимая звездная величина +10.8) делает эту систему привлекательной целью для будущих спектроскопических исследований в качестве примера относительно прохладной транзитной планеты. Расстояние до системы оценивается в 125 ± 20 пк.

Наконец, WASP-70A b – типичный горячий юпитер, интересный тем, что входит в состав довольно старой (возраст 9-10 млрд. лет) двойной системы. Главная звезда этой системы (компонент WASP-70A) уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.106 ± 0.04 солнечных масс, радиус близок к 1.21 солнечных, спектральный класс G4. На расстоянии 3.3 угловых секунд от нее (в ~800 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон WASP-70B спектрального класса K3 V.
Масса планеты WASP-70A b составляет 0.59 ± 0.02 масс Юпитера, радиус – 1.16 +^0.07/_-0.1 радиусов Юпитера, что дает среднюю плотность 0.50 ^+0.14/_-0.08 г/куб.см (снова ничего необычного). Этот горячий юпитер вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0585 ± 0.0006 а.е., делает один оборот за 3.713 земных суток и нагрет до 1387 ± 40К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.5654v1.pdf

 

30 октября 2013
В атмосфере планеты GJ 504 b обнаружен метан

Большинство внесолнечных планет, открытых к настоящему моменту, обнаружено косвенными методами. Однако для нескольких экзопланет (например, бета Живописца b, 2M 1207 b и четырех планет системы HR 8799) получены их снимки в инфракрасном диапазоне. Все планеты, обнаруженные на снимках – молодые, горячие и массивные планеты-гиганты, расположенные на широких орбитах.

Грубые спектры этих планет (точнее, показатели цвета в нескольких спектральных полосах инфракрасного диапазона) показывают, что они нагреты до температур ~1000 K и окутаны толстым слоем облаков. Наличие облаков делает спектры этих планет «плоскими», лишенными заметных спектральных деталей. В частности, в этих спектрах нет явных признаков наличия метана, хотя моделирование физико-химических условий в атмосферах планет-гигантов показывает, что метана там должно быть много.

В июле 2013 года японские астрономы, работающие на телескопе Субару с помощью системы адаптивной оптики HiCHIAO, объявили об открытии планеты GJ 504 b. Новая планета была заметно прохладнее остальных, обнаруженных на снимках, планет – ее температура оказалась близка к 500К. Кроме того, она была практически лишена облаков. Глубокая прозрачная атмосфера GJ 504 b давала исследователям надежду обнаружить в ее спектре линии и полосы различных веществ, в частности, метана.

15 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья японских астрономов, посвященных новым наблюдениям планеты GJ 504 b на телескопе Субару. Исследователи сравнили блеск планеты в нескольких спектральных полосах инфракрасного диапазона (J, H, K_s, CH₄S) с блеском в полосе CH₄L, соответствующей полосе метана (фильтр CH₄L пропускает лучи в диапазоне длин волн от 1.643 до 1.788 мкм). Если в полосах J, H, K_s, CH₄S видимая звездная величина планеты составляла 19.4-20 звездных величин, то в полосе CH₄L планету вообще не удалось обнаружить. Это говорит о том, что в спектре GJ 504 b присутствуют сильные полосы метана.

Также авторы статьи сравнили светимость молодых планет в зависимости от их возраста и массы. Как оказалось, свойства планет соответствуют гипотезе так называемого «горячего старта» – модели, в которой планеты-гиганты сразу после своего формирования оказываются очень горячими. Согласно гипотезе «горячего старта» болометрическая светимость молодых планет-гигантов достигает 10^-3 -10^-4 светимости Солнца.

Эволюция светимости молодых планет в зависимости от массы и возраста согласно гипотезам «горячего старта» (предсказания моделей показаны сплошными линиями) и «холодного старта» (показаны пунктирными линиями). Крестами показаны погрешности в определении параметров некоторых известных молодых планет. Хорошо видно, что наблюдательные данные лучше согласуются с гипотезой «горячего старта».

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.4183v1.pdf

 

29 октября 2013
Три горячих и рыхлых гиганта у F-звезд: WASP-76 b, WASP-82 b, WASP-90 b

21 октября 2013 года самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP объявил об открытии сразу 13 планет. Все они являются горячими гигантами, однако их свойства (как и свойства их родительских звезд) различаются довольно сильно.
Как стало ясно уже довольно давно, горячие юпитеры не образуют единый класс объектов. Их средние плотности, альбедо, эффективность переноса тепла на ночную сторону планеты и другие характеристики отличаются в несколько раз (иногда на один-два порядка). В частности, радиусы некоторых горячих юпитеров оказываются в полтора-два раза больше, чем предсказывают стандартные модели планет-гигантов. Из-за «раздутости» размеров средние плотности таких планет оказываются очень низкими – в 4-7 раза меньше плотности воды.
По статистике, подавляющее большинство «рыхлых» горячих юпитеров вращается вокруг достаточно горячих звезд (спектрального класса F) и сильно нагреты звездным излучением. Не известно ни одного «раздутого» горячего юпитера, получающего меньше 2·10⁸ эрг/(см² сек) (что в 147 раз превышает солнечную постоянную). Впрочем, причины такой «раздутости» ученым еще предстоит выяснить.

Три планеты, представленные членами обзора SuperWASP (WASP-76 b , WASP-82 b и WASP-90 b), прекрасно укладываются в уже подмеченную закономерность. Все они вращаются вокруг горячих звезд спектрального класса F с температурами фотосфер 6250-6500К, все нагреты до высоких температур и имеют очень низкую среднюю плотность.

Так, масса гиганта WASP-76 b составляет 0.92 ± 0.03 массы Юпитера, при том, что радиус достигает 1.83 ^+0.06/_-0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.15 ± 0.01 г/куб.см (в 6.7 раза меньше плотности воды) Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.033 а.е. и делает один оборот за 1.8 земных суток, ее эффективная температура достигает 2160 ± 40К (в предположении нулевого альбедо).

Гигант WASP-82 b несколько массивнее и плотнее: его масса оценивается в 1.24 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – в 1.67 ^+0.07/_-0.05 радиусов Юпитера, средняя плотность – 0.266 ^+0.017/_-0.029 г/куб.см. Этот гигант также очень горяч (его эффективная температура достигает 2190 ± 40К). Он вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0447 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 2.7 земных суток.

Наконец, планета WASP-90 b имеет массу 0.63 ± 0.07 масс Юпитера и радиус 1.63 ± 0.09 радиусов Юпитера, что делает его также очень рыхлым (средняя плотность 0.145 ± 0.027 г/куб.см). Его температура чуть ниже, но также очень высока (авторы открытия оценивают ее в 1840 ± 50К). Этот гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.056 ± 0.01 а.е. и делает один оборот за 3.9 земных суток.

Сравнительная яркость родительских звезд (особенно WASP-76, чья видимая звездная величина близка к +9.5) и большие размеры планет делают эти системы удобной целью для измерения наклона орбит планет к плоскости звездного экватора с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.5607v1.pdf

 

22 октября 2013
MOA-2011-BLG-293L b: первая планета вблизи обитаемой зоны, открытая методом микролинзирования

Октябрь 2013 года оказался богат на планеты, открытые методом гравитационного микролинзирования. 14 октября в Архиве электронных препринтов появилась еще одна статья, посвященная открытию планеты-гиганта в балдже Галактики. На этот раз планета, отклонившая световые лучи фоновой звезды и вызвавшая дополнительный пик на ее кривой блеска, оказалась близка к обитаемой зоне своей звезды (ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Марса).

Событие микролинзирования MOA-2011-BLG-293 было обнаружено в июле 2011 года. Однако тогда астрономам удалось измерить только отношение масс планеты и звезды (оно оказалось равным (5.3 ± 0.2)·10^-3) и расстояние между ними в радиусах Эйнштейна (s = 0.548 ± 0.005). Ни расстояния до системы, ни точных масс ее компонентов определить не удалось.

Спустя почти год после события микролинзирования, 13 мая 2012 года, эту область неба пронаблюдали на обсерватории им. Кека с помощью системы адаптивной оптики NIRC2, обеспечивающей угловое разрешение 0.02 угловые секунды на пиксель. Наблюдения проводились в инфракрасной полосе H, поскольку в оптическом диапазоне межзвездное поглощение света в направлении на центр Галактики очень велико. В результате удалось получить снимки и идентифицировать звезду-линзу, которая за год удалилась от звезды-источника (в проекции на небесную сферу) на 3.6 угловых секунд.

Звезда-линза оказалась поздним G-карликом массой 0.86 ± 0.06 солнечных масс, радиусом ~0.82 солнечных радиусов и температурой фотосферы ~5180 K. Соответственно, масса планеты MOA-2011-BLG-293L b оказалась равной 4.8 ± 0.3 масс Юпитера, а расстояние между планетой и звездой – 1.1 ± 0.1 а.е. (в проекции на небесную сферу). Эффективную температуру планеты авторы статьи оценили в 159-204К в зависимости от альбедо. Система расположена в балдже Галактики – расстояние до нее составляет 7.7 ± 0.44 кпк.

Авторы статьи отмечают, что по данным, полученным методом гравитационного микролинзирования, количество планет-гигантов за снеговой линией существенно больше, чем на более тесных орбитах (где основной массив данных получен транзитным методом и методом измерения лучевых скоростей родительских звезд). Это означает, что большинство гигантов не мигрирует внутрь системы, оставаясь вблизи области своего формирования.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.3706v1.pdf

 

16 октября 2013
HD 113337 b: массивная планета-гигант у близкой молодой звезды

8 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов, посвященная открытию массивной планеты у яркой (на пределе видимости видна невооруженным взглядом) молодой звезды HD 113337. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Франция) с помощью спектрографа SOPHIE.

Как известно, прямой поиск планет у звезд спектральных классов A и раннего F затруднен из-за быстрого вращения этих звезд и отсутствия в их спектре узких линий, позволяющих измерять лучевые скорости с приемлемой точностью. Однако европейские астрономы, применив программное обеспечение SAFIR, специально предназначенное для анализа спектров A- и F-звезд, уже в течение нескольких лет успешно проводят поиск массивных планет-гигантов и коричневых карликов. Последним их открытием стало обнаружение планеты-гиганта у молодой (ее возраст оценивается в 150 ⁺¹⁰⁰/_-50 млн. лет) F-звезды HD 113337.

HD 113337 (HIP 63584, HR 4934) удалена от нас на 36.9 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.40 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 1.50 ± 0.15 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.8 раза превосходит солнечную. Звезда входит в состав иерархической кратной звездной системы: на расстоянии 120 угловых секунд от нее (~4440 а.е. в проекции на небесную сферу) расположена тесная пара двух красных карликов спектрального класса M4 V примерно того же возраста.

HD 113337 демонстрирует инфракрасные избытки, говорящие о наличии около нее холодного пылевого диска. По данным ИК-спутника IRAS на расстоянии 18 а.е. от звезды температура пыли составляет 100К, а по данным космического ИК-телескопа им. Спитцера – 53 ± 1К (на расстоянии 55 ± 3 пк).

Лучевая скорость звезды замерялась спектрографом SOPHIE на протяжении 6 лет (с января 2007 года по январь 2013), всего было сделано 266 замеров. Погрешности единичных замеров составила 10-15 м/сек. В результате авторы статьи обнаружили четкий RV-сигнал амплитудой 75.6 м/сек, период которого значительно превышал период вращения HD 113337 вокруг своей оси.

Итак, минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 113337 b составляет 2.83 ± 0.24 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.92 ± 0.09 а.е. и эксцентриситетом 0.46 ± 0.04, и делает один оборот за 324 ^+1.7/_-3.3 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.50 а.е. в перицентре до 1.34 а.е. в апоцентре, температурный режим грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Авторы статьи отмечают, что HD 113337 b является отличной целью для будущих интерферометрических наблюдений, например, для инструмента VEGA, монтирующегося сейчас на обсерватории Маунт-Вильсон. Кроме получения изображения планеты было бы интересно проследить за ее взаимодействием с пылевым диском, а также поискать другие планеты в этой системе.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.1994v1.pdf

 

13 октября 2013
MOA-2010-BLG-328L b: легкий нептун у тусклого красного карлика

10 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой планеты MOA-2010-BLG-328L b. Планета была обнаружена методом гравитационного микролизирования в рамках обзора MOA (Microlensing Observations in Astrophysics = Наблюдения микролинзирования в астрофизике).

Обзор MOA работает с 2003 года. С помощью 1.8-метрового телескопа MOA-II, расположенного в Новой Зеландии, астрономы получают кривые блеска множества звезд в области галактического балджа, где звездная плотность наиболее велика. Когда звезда-источник, звезда-линза и земной наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой, гравитационное поле звезды-линзы искривляет и фокусирует световые лучи звезды-источника, что выглядит как плавное усиление блеска последней с последующим спаданием к изначальному значению. Анализируя кривую блеска, можно определить как массу звезды-линзы, так и расстояние до нее.

Если рядом со звездой-линзой находится планета, ее гравитационное поле также вносит свой вклад в искривление лучей звезды-источника, что приводит к появлению дополнительных «пичков» на кривой блеска. Метод гравитационного микролинзирования хорош тем, что позволяет обнаруживать холодные маломассивные планеты, расположенные на значительном расстоянии от своих звезд, и даже планеты, свободно плавающие в диске Галактики.

Событие микролинзирования MOA-2010-BLG-328 было замечено 16 июня 2010 года. Когда на кривой блеска звезды-источника стал прорисовываться дополнительный пик, говорящий о двойственности звезды-линзы, астрономы MOA разослали другим научным группам, занимающимся гравитационным микролинзированием, приглашение присоединиться к наблюдениям интересного объекта (это случилось 27 июля 2010 года). Наблюдения продолжили микролинзовые обзоры μ FUN, PLANET, MiNDSTEp и RoboNet.

Кривая блеска фоновой звезды во время события микролинзирования MOA -2010- BLG -328.

Анализ полученной кривой блеска оказался достаточно сложным и совместимым с тремя различными решениями. Авторы статьи расположили их в порядке уменьшения вероятности.

1. Наиболее вероятное решение описывает легкий нептун массой 9.2 ± 2.2 масс Земли, удаленный от своей родительской звезды – красного карлика массой 0.11 ± 0.01 солнечных масс – на 0.92 ± 0.16 а.е. (в проекции на небесную сферу) В этом случае система удалена от нас на 810 ± 100 пк.

2. Также возможно решение с несколько более тяжелым нептуном массой 15.2 ± 5.9 земных масс, удаленным от своей звезды на 1.21 ± 0.27 а.е., масса звезды практически не меняется (0.12 ± 0.02 солнечных масс). В этом случае расстояние до системы составляет 1240 ± 180 пк.

3. Наконец, наименее вероятным решением является система, удаленная от нас на 4.6 ^+1.1/_-1.8 кпк. В этом случае родительская звезда оказывается не красным, а оранжевым карликом массой 0.64 ^+0.22/_-0.39 солнечных масс, масса планеты возрастает до 109 ⁺³⁸/_-58 масс Земли (что сравнимо с массой Сатурна), а расстояние между планетой и звездой – до 3.8 ^+0.9/_-1.5 а.е.

Какое же решение соответствует истине? Авторы статьи предлагают способ разделить хотя бы третье решение и первые два. Через несколько лет звезда-линза и звезда-источник разойдутся достаточно, чтобы их можно было разделить на снимках Хаббла или с помощью крупных наземных телескопов, использующих системы адаптивной оптики. В этом случае, измерив показатели цвета звезды-линзы, можно будет оценить ее спектральный класс и понять, является ли она тусклым красным или более ярким оранжевым карликом, а также уточнить направление ее движения относительно звезды-источника. В этом случае параметры системы будут известны гораздо более точно.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1309.7714.pdf

 

11 октября 2013
«Воздушная» суперземля в 4-планетной системе Kepler-87

Небольшие транзитные планеты трудно обнаружить, и еще труднее подтвердить их планетную природу и измерить массу. В случае тусклых звезд (а таких на поле Коплера большинство) метод измерения лучевых скоростей перестает работать. Палочкой-выручалочкой становится метод тайминга транзитов: измеряя и анализируя отклонения времени наступления транзитов, вызванных гравитационным влиянием друг на друга планет в многопланетных системах, можно оценить (а в ряде случаев и довольно точно измерить) массу взаимодействующих планет.

Именно это и было проделано группой немецких астрономов с планетами системы KOI-1574, получившей также имя Kepler-87. Они получили высококачественные спектры звезды Kepler-87 с помощью спектрографа HRS на телескопе им. Хобби-Эберли с целью уточнения ее свойств, и тщательно проанализировали ее кривую блеска, полученную «Кеплером». В результате они обнаружили явную антикорреляцию вариаций времени наступления транзитов обоих уже известных кандидатов, что явно указало на их физическую связь между собой и со звездой, а, кроме этого, нашли еще два транзитных кандидата меньших размеров.

Итак, звезда Kepler-87 (KOI-1574, KIC 10028792) – немолодая звезда спектрального класса G, которая совсем недавно сошла с главной последовательности и стала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.1 ± 0.05 солнечных масс, радиус достигает 1.82 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость близка к 3 солнечным. Возраст звезды оценивается в 7-8 млрд. лет.
Кривая блеска звезды демонстрирует два четких транзитных сигнала с периодами 114.73 и 192.4 земных суток и глубиной, соответствующей двум планетам-гигантам с радиусами 1.2 и 0.55 радиусов Юпитера.

Реальные моменты наступления транзитов обеих планет заметно отклоняются от линейных эфемерид, рассчитанных в предположении, что планеты не взаимодействуют друг с другом. Амплитуда отклонений достигает получаса для внутренней планеты и почти половины суток – для внешней. Проанализировав полученные данные, немецкие астрономы определили массы обеих планет. Масса планеты Kepler-87 b оказалась равной 1.02 ± 0.03 масс Юпитера, что при радиусе ~1.2 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.73 ± 0.03 г/куб.см, т.е. немного превышает среднюю плотность Сатурна. Тут не было никаких неожиданностей. Зато масса планеты Kepler-87 c оказалась равной всего 6.4 ± 0.8 масс Земли! Планета, по своим размерам промежуточная между размерами Нептуна и Сатурна, по массе оказалась суперземлей. В результате ее средняя плотность составила всего 0.152 ± 0.02 г/куб.см! Температурный режим «воздушной планеты» близок к температурному режиму Меркурия (в предположении альбедо, равного 0.3), планета b несколько горячее (ее эффективная температура оценивается в 478К).

Известные легкие транзитные экзопланеты на плоскости «масса-радиус». Буквой К помечены планеты, обнаруженные Кеплером, буквой C - КОРОТом. Красным крестом изображена планета Kepler-87 c. Также для сравнения приведены планеты Солнечной системы (обозначены первой буквой своего имени). Пунктирными линиями обозначены линии равной плотности.

Ранее мы уже удивлялись «рыхлым» планетам в системе Kepler-11, но Kepler-87 c бьет все рекорды. Теоретикам придется изрядно потрудиться, чтобы объяснить такую высокую (> 20%) долю водорода и гелия в составе планеты, чья масса существенно меньше 10 масс Земли.

Помимо планет Kepler-87 b и Kepler-87 c немецкие астрономы нашли в этой системе еще два транзитных кандидата, которых не заметила команда Кеплера. Периоды кандидатов составляют 5.8339 и 8.9774 земных суток, а радиусы – 1.68 ± 0.17 и 1.93 ± 0.19 радиусов Земли. Их массу измерить не удалось, так что они пока остаются в статусе планетных кандидатов.

Система Kepler-87 в очередной раз напомнила нам об удивительном разнообразии планет и планетных систем.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.2064.pdf

 

9 октября 2013
MOA-2011-BLG-322 b: массивная планета-гигант у далекого красного карлика

К настоящему времени открыто более 900 внесолнечных планет, причем подавляющее большинство из них – методом измерения лучевых скоростей родительских звезд или транзитным методом. Оба этих метода наиболее чувствительны к крупным, массивным планетам на тесных орбитах (особенно это справедливо для транзитного метода). Напротив, с помощью метода гравитационного микролинзирования можно обнаруживать экзопланеты с массами вплоть до нескольких масс Земли на орбитах, расположенных далеко за так называемой «снеговой линией».

Эффект гравитационного микролинзирования возникает, когда звезда-источник, звезда-линза и земной наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле звезды-линзы искривляет и фокусирует световые лучи звезды-источника, что для земного наблюдателя выглядит как многократное усиление блеска последней. В отдельных случаях яркость звезды-источника возрастает в сотни раз! Если у звезды-линзы есть планета, ее гравитационное поле также принимает участие в искривлении лучей звезды-источника, что приводит к появлению на кривой блеска дополнительного «пичка». К настоящему моменту методом гравитационного микролинзирования открыто 24 планеты в 22 планетных системах массами от 3 земных до 9.4 масс Юпитера.

30 сентября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию массивной планеты при наблюдении события микролинзирования MOA-2011-BLG-322. Возрастание блеска фоновой звезды было замечено 30 июня 2011 года на 1.8-метровом телескопе MOA-II в Новой Зеландии, к наблюдениям сразу же подключилось несколько обсерваторий по всему миру. Наличие вторичного пика на кривой блеска сказало о том, что звезда-линза – двойная (имеет рядом с собой массивную планету).

Проанализировав кривую блеска, астрономы смогли оценить свойства звезды-линзы и ее планеты. Масса звезды MOA-2011-BLG-322 с большой неопределенностью оценивается в 0.31 ^+0.34/_-0.17 солнечных масс, масса планеты – в 7.8 ^+8.6/_-4.3 масс Юпитера (то есть в принципе этот объект может оказаться и легким коричневым карликом). В момент наблюдений звезду и планету разделяло расстояние 3.6 ^+1.5/_-1.3 а.е. Отношение массы планеты к массе звезды составило 0.024 ± 0.002 (т.е. 1 к 42), что довольно трудно объяснить в рамках стандартной картины планетообразования в протопланетном диске.

Авторы открытия отмечают, что это третья планета-гигант, открытая методом микролинзирования у звезды красного карлика, причем все три находятся за снеговой линией своих звезд (остальные две – это MOA-2009-BLG-387 b и MOA-2010-BLG-073L b).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.0008v1.pdf

 

1 октября 2013
Kepler-86 b: транзитный гигант в обитаемой зоне

Космический телескоп им. Кеплера собрал огромный объем данных. В течение нескольких лет он получал кривые блеска около 190 тысяч звезд. Для обработки этих данных были составлены математические алгоритмы, позволяющие автоматизировать процесс поиска транзитов – незначительного ослабления блеска звезд, вызванного прохождением планет по их дискам. Однако эти алгоритмы способны обнаружить в данных далеко не все транзитные сигналы. Например, в случае значительных вариаций времени наступления транзитов в кратной системе алгоритм, не обнаружив транзит в ожидаемое время, считает сигнал ложным и не срабатывает.

В этом случае на помощь компьютерам приходят люди. В декабре 2010 года начал работу проект «Охотники за планетами» (Planet Hunter). В рамках проекта волонтеры – любители астрономии со всего мира – вручную просматривают кривые блеска звезд, полученные Кеплером и выложенные в свободный доступ (в частности, в архив MAST). В настоящий момент в проекте принимает участие 200 тысяч волонтеров, которыми было потрачено в общей сложности около ста человеко-лет на просмотр кривых блеска и поиск транзитов.

Как правило, охотники за планетами и математические алгоритмы находят одни и те же транзитные кандидаты. Но бывают и неожиданные открытия.
Так, любители астрономии из проекта Planet Hunter обнаружили планету KIC 4862625 b, впоследствии получившую имена PH-1 b и Kepler-64 b. Планета входит в состав иерархической кратной звездной системы из четырех компонентов (планета вращается вокруг одной из пар звезд как целого, на расстоянии около 1000 а.е. от первой пары находится вторая пара звезд, физически связанная с первой).

29 сентября в Архиве электронных препринтов была обновлена статья, посвященная обнаружению в данных Кеплера 42 новых транзитных кандидатов, которых по каким-либо причинам пропустил алгоритм TPS. Из них 33 показали три транзитных события, а 9 – только два. Большинство новых кандидатов находятся на широких орбитах с орбитальными периодами длиннее 100 земных суток, 20 из них, вероятно, находятся в обитаемой зоне своих звезд. Радиусы новых кандидатов в большинстве своем лежат в диапазоне между радиусами Нептуна и Юпитера, самый маленький кандидат имеет радиус 2.6 ± 0.08 радиусов Земли.

Один из кандидатов, KIC 12735740.01, был подвергнут многоступенчатой проверке по исключению различных физических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. Вероятность ложного открытия в этом случае оценивается в 0.08%. Таким образом, кандидат KIC 12735740.01 прошел процедуру «валидации» (статистического подтверждения планетной природы). Поскольку звезда KIC 12735740 достаточно яркая (видимая звездная величина +12.62), в дальнейшем можно рассчитывать и на прямое измерение массы планеты методом лучевых скоростей.

KIC 12735740 (PH-2, KOI-3663, Kepler-86) – солнцеподобная звезда массой 0.94 ± 0.02 солнечных масс и радиусом 1.00 ± 0.05 солнечных радиусов, ее светимость оценивается в 0.79 ± 0.09 светимостей Солнца. Ее кривая блеска демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной 9882 ± 126 ppm, соответствующий транзитной планете-гиганту радиусом 10.12 ± 0.56 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.828 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.41 ^+0.08/_-0.29 и делает один оборот за 282.5255 ± 0.0010 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 281 ± 7К. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

С 3 по 25 июня 2013 года было сделано 4 замера лучевой скорости звезды KIC 12735740 с помощью спектрографа HIRES. Согласно этим замерам исключена звездная природа транзитного кандидата (красные карлики спектральных классов M6V - M9V имеют размеры, сравнимые с размерами Юпитера, но гораздо большую массу, которая вызвала бы заметный дрейф лучевой скорости звезды даже на протяжении 22 суток – 7.8% орбитального периода). С достоверностью 50:1 исключен также коричневый карлик массой больше 20 масс Юпитера. Дальнейшие замеры лучевой скорости звезды на протяжении всего орбитального периода планеты помогут более точно определить массу Kepler-86 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1301.0644v2.pdf

 

24 сентября 2013
Суперземля Kepler-10 b – горячая, яркая, загадочная

Планета Kepler-10 b была представлена 10 января 2011 года на 217 конференции Американского астрономического общества как первая транзитная суперземля, открытая космическим телескопом им. Кеплера. Ее масса оценивается в 4.55 ± 1.27 масс Земли, радиус – в 1.42 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 8.8 ⁺²/_-3 г/куб.см (больше плотности железа!). Планета вращается вокруг солнцеподобной звезды Kepler-10 (KOI-72) на расстоянии всего 0.01684 ± 0.00034 а.е. (2.5 млн. километров или 3.5 звездных радиуса!) и делает один оборот за 20 часов 6 минут. Эффективная температура дневного полушария близка к 2000К.

Исключительная точность фотометрических данных, полученных Кеплером, позволила зафиксировать не только транзит этой планеты, но и вторичный минимум (малое уменьшение общего блеска системы в те моменты, когда планета заходит за звезду), а также измерить фазовую кривую. Как оказалось, альбедо Kepler-10 b достигает величины 0.61 ± 0.17, что сравнимо с альбедо Венеры. Чем вызвана такая яркость – облаками из расплавленных силикатов или сплошным лавовым океаном на поверхности?

Один из кадров презентации Джейсона Роу. Показана кривая блеска звезды Kepler-10 с транзитом (красная линия) и вторичным минимумом (зеленая линия). Бежевым овалом обведены точки замеров блеска системы, ложащиеся выше ожидаемой симметричной кривой.

Кроме того, была обнаружена асимметрия фазовой кривой. Блеск системы в промежутке между вторичным минимумом и транзитом (когда планета приближается к нам, и мы видим лидирующее полушарие) оказался несколько выше блеска между транзитом и вторичным минимумом (когда планета удаляется от нас и мы видим хвостовое полушарие). Это говорит о том, что западное полушарие почему-то ярче восточного.

Асимметрия кривой блеска транзитных систем – не новость, она уже наблюдалась у некоторых горячих юпитеров. Но в этом случае ярче всегда оказывается не западное, а восточное полушарие! Это объясняют суперротацией атмосферы, когда сильные западные ветры сдувают наиболее горячий газ из подзвездной точки на вечернюю сторону планеты. Здесь же мы видим противоположную картину: западная (утренняя?) половина диска планеты оказывается ярче.

Еще один кадр из презентации. Ожидаемая полная яркость системы в зависимости от фазового угла для разных предположений о направлении вращения планеты Kepler-10 b и наклоне ее оси. Лучше всего с наблюдаемой кривой блеска согласуются предположения о ретроградном вращении планеты или о сильном наклоне ее оси вращения к плоскости орбиты.

Астрономы предложили несколько объяснений такой асимметрии. Возможно, планета Kepler-10 b вращается в сторону, противоположную своему орбитальному движению (т.е. ретроградно), или же ее ось вращения на 40° наклонена к плоскости орбиты, тогда горячее пятно будет сдвинуто относительно подзвездной точки нужным образом. Однако это объяснение выглядит мало правдоподобным из-за сильнейших приливных сил, действующих на планету Kepler-10 b со стороны звезды, которые должны приводить к неизбежной и очень быстрой (быстрее миллиона лет) синхронизации ее осевого и орбитального вращения.

Возможно, мы видим альбедную аномалию (т.е. лидирующее полушарие Kepler-10 b действительно ярче хвостового). Разгадать эту загадку будет возможно только после запуска космического телескопа им. Джеймса Вебба, который сможет получить фазовую кривую системы Kepler-10 в инфракрасном диапазоне и, фактически, построить первую температурную карту этой загадочной раскаленной суперземли.

Информация получена: http://www.youtube.com/watch?v=096xA8siIy8

 

12 сентября 2013
Первый транзитный горячий гигант от обзора pre-OmegaCam Transit Survey

В далеком 2004 году консорциумом итальянских, голландских и немецких астрономов был начат амбициозный проект поиска транзитных экзопланет с помощью детектора OmegaCam на телескопе VST. Проекту было гарантировано 26 ночей наблюдательного времени, темп открытий ожидался на уровне 10-15 новых транзитных планет в год. Однако из-за постоянных задержек строительства телескопа и его ввода в эксплуатацию проект OmegaTranS сначала был отложен, а потом и вовсе отменен.

В 2006 году участники проекта смогли договориться о наблюдениях по программе OmegaTranS на 2.2-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья (Чили). В 2006-2008 годах они провели наблюдения площадки небесной сферы размером 34х33 угловые минуты в созвездии Муха (общее время наблюдений составило 129 часов). Были получены кривые блеска 16 тысяч звезд. К сожалению, подавляющее большинство из них очень тусклые (16-19 видимой звездной величины), что сильно затрудняет проверку планетной природы возможных кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Пока из всех кандидатов подтвержденным оказался только один – горячий гигант POTS-1 b.

Видимая звездная величина звезды POTS-1 достигает +17.94 ± 0.03! Это оранжевый карлик спектрального класса K5 V, чья масса оценивается в 0.70 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.59 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в ~8.5 раза меньше светимости Солнца. Из-за тусклости родительской звезды измерение массы планеты было проведено с большими погрешностями.
Итак, масса горячего юпитера POTS-1 b оценивается в 2.31 ± 0.77 масс Юпитера, радиус равен 0.94 ^+0.04/_-0.05 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0373 ± 0.0009 а.е. и делает один оборот за 3.16063 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что POTS-1 b интересен относительно высокой массой и средней плотностью для горячего юпитера, вращающегося вокруг K-карлика.

Еще один хороший транзитный кандидат POTS-C2 b радиусом 1.3 ± 0.2 радиуса Юпитера, обнаруженный в рамках текущего обзора, ожидает независимого подтверждения.

В заключении своей статьи авторы сетуют на малую площадь изученного участка небесной сферы, не позволившую им найти хороших транзитных кандидатов у более ярких звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1308.6574v1.pdf

 

5 сентября 2013
Высотная дымка в атмосфере очень теплого нептуна GJ 3470 b

В конце августа в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные транзитному очень теплому нептуну GJ 3470 b. Первая из них, опубликованная группой американских астрономов под руководством Яна Кроссфилда (Ian J. M. Crossfield), посвящена трансмиссионной спектроскопии этой планеты в диапазоне 2.09-2.36 мкм. Во второй, опубликованной итальянскими астрономами во главе с Валерио Нашимбени (V. Nascimbeni), сравнивается глубина транзитов GJ 3470 b на волнах 357.5 нм (ближний ультрафиолетовый диапазон) и 963.5 нм (ближний ИК). Обе работы существенно дополняют друг друга.

Планета GJ 3470 b была открыта в 2012 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HARPS. В том же году были обнаружены транзиты этой планеты по диску своей звезды. Знание одновременно массы, радиуса и средней плотности GJ 3470 b позволило получить существенные ограничения на ее состав и внутреннее строение.

На данный момент существуют следующие оценки параметров планеты GJ 3470 b: масса – 13.9 ± 1.5 масс Земли, радиус – 4.83 ± 0.21 радиусов Земли, средняя плотность – 0.72 ± 0.13 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды – красного карлика спектрального класса M1.5 V – по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.036 а.е. (~14.2 звездных радиусов), и делает один оборот за 3.33665 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 600-800К. Предполагается, что GJ 3470 b окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой, чья масса достигает ~10% полной массы планеты.

Что же нового о GJ 3470 b удалось узнать спектральными методами?

Группа Кроссфилда проводила наблюдения на телескопе Кек I с помощью спектрографа MOSFIRE. По их данным, трансмиссионный спектр (зависимость глубины транзита от длины волны) планеты GJ 3470 b в диапазоне 2.09-2.36 мкм в пределах погрешностей измерений оказался плоским. Это исключает лишенную облаков атмосферу солнечного химического состава с достоверностью 5.4 сигма. Также была практически исключена атмосфера солнечного химического состава, в 50 раз обогащенная тяжелыми элементами (с достоверностью 3.8 сигма). Авторы статьи приходят к выводу, что либо в атмосфере GJ 3470 b есть плотная высотная дымка неизвестного состава, либо атмосфера состоит из достаточно тяжелых газов (например, из водяного пара), что приводит к ее малой эффективной высоте.

Тем самым, повторилась история с планетой GJ 1214 b, также имеющей плоский трансмиссионный спектр, который уже давно пытаются объяснить с помощью двух конкурирующих гипотез – атмосферы из водяного пара или водородно-гелиевой атмосферы с оптически толстой дымкой.

Однако, в отличии от планеты GJ 1214 b, чья средняя плотность составляет 1.6 ± 0.6 г/куб.см, планета GJ 3470 b имеет гораздо более низкую среднюю плотность, что ограничивает сверху содержание в ее составе тяжелых элементов. По расчетам авторов статьи, средняя молекулярная масса ее атмосферы не может превышать ~9 (т.е. обогащение атмосферы тяжелыми элементами относительно солнечного значения не может превышать ~200). Отсутствие в спектре планеты следов метана, имеющего в области 2.1-2.4 сильные полосы поглощения, говорит о возможных фотохимических процессах в атмосфере GJ 3470 b, приводящих к разрушению метана и появлению углеводородной (толиновой?) дымки, аналогичной дымке в атмосферах Сатурна и Титана.

Трансмиссионный спектр планеты GJ 3470 b. Цветными кружками отмечены данные, полученные группой Кроссфилда, темными кружками - данные других авторов. Цветными линиями показаны предсказания различных моделей: синим цветом - модель атмосферы с солнечным химическим составом; бирюзовым - модель с солнечным химическим составом, но лишенная углерода; красным - с солнечным химическим составом, но в 50 раз обогащенная тяжелыми элементами; фиолетовым - обогащенная в 50 раз, но без углерода; зеленым - модель атмосферы, обогащенной тяжелыми элементами в 200 раз по сравнению с солнечным химическим составом.

Итальянские астрономы провели наблюдения в ближнем УФ и ближнем ИК диапазоне, существенно дополнив наблюдения своих американских коллег.

Если в диапазоне 2.09-2.36 мкм трансмиссионный спектр GJ 3470 b является плоским, то на волне 357.5 нм глубина транзита этой планеты оказалась заметно выше, чем на волне 963.5 нм. По данным своих наблюдений итальянцы исключили лишенную облаков атмосферу солнечного химического состава (т.е. пришли к тем же выводам, что и команда Кроссфилда), но кроме нее, они исключили и атмосферу из водяного пара (и других тяжелых газов). Лучше всего наблюдательные данные описывает модель преимущественно водородно-гелиевой атмосферы с тонкой углеводородной дымкой, частицы которой имеют субмикронные размеры и расположены на уровне давления ~1 мбар.

Трансмиссионные спектры для различных моделей атмосферы планеты GJ 3470 b. Данные итальянской группы показаны синими кружками, зелеными и красными кружками показаны данные других научных групп. Цветными линиями отображены модели (сверху вниз) атмосферы из водяного пара; безоблачной водородно-гелиевой атмосферы; водородно-гелиевой атмосферы с высотной дымкой. Видно, что третья модель лучше всего описывает наблюдательные данные.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1308.6580.pdf
http://arxiv.org/pdf/1308.6765.pdf

 

22 августа 2013
Планетные системы делятся на плотно упакованные и рыхлые

Группа астрономов под руководством Се Цзивея (Ji-Wei Xie) проанализировали кривые блеска 2606 транзитных кандидатов Кеплера за первые 12 наблюдательных кварталов (Q0-Q12). Они искали периодические вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием других планет (этот метод называется таймингом транзитов). 
Метод тайминга наиболее чувствителен к планетам, связанным друг с другом орбитальными резонансами низкого порядка (как правило, 2:1 и 3:2) – в этом случае зависимость отклонений времени наступления транзитов от времени приобретает характерный синусоидальный вид. Амплитуда этой синусоиды зависит от масс и эксцентриситетов орбит планет, что позволяет существенно ограничить (а иногда и довольно точно определить) эти величины. Для тусклых звезд, у которых затруднительно или невозможно измерить лучевую скорость с приемлемой точностью, метод тайминга транзитов оказывается единственным способом оценить массы транзитных кандидатов и прямо (а не статистически) подтвердить их планетную природу.

Среди 1674 планетных систем, окончательно отобранных Се Цзивеем с коллегами для анализа, было 902 однопланетных (с одним транзитным кандидатом), 409 двухпланетных (с двумя кандидатами), 208 трехпланетных, и 155 – с четырьмя или более транзитными планетами. 
Как оказалось, доля транзитных планет, демонстрирующих заметный TTV-сигнал (т.е. явно влияющих друг на друга), сильно зависит от кратности системы. В многопланетных системах, содержащих 4 и более транзитных планет, доля «явно взаимодействующих» планет примерно в два раза превосходила аналогичную долю в 2-3-планетных системах, и в четыре раза – в однопланетных системах. 

Проанализировав все данные и сравнив их с несколькими построенными моделями, авторы пришли к выводу, что планетные системы делятся на «плотно упакованные» и «рыхлые». В плотно упакованных системах планеты часто связаны друг с другом орбитальными резонансами низкого порядка, расстояния между их орбитами сравнительно невелики, планеты сильно взаимодействуют друг с другом и заметно возмущают орбиты друг друга, приводя к появлению хорошо заметных вариаций времени наступления транзитов (TTV-сигналов). Для таких систем вероятность выглядеть для земного наблюдателя «многопланетными» выше, поэтому среди многопланетных систем «плотно упакованных» больше. С другой стороны, в «рыхлых» системах планеты расположены далеко друг от друга, они не захвачены в орбитальные резонансы, мало влияют друг на друга и не формируют заметных TTV-сигналов. Для таких систем выше вероятность выглядеть «однопланетными», поскольку другие планеты, входящие в их состав, как правило, не являются транзитными.

Отметим, что наша Солнечная система явно является «рыхлой». Из-за заметного наклона орбит внутренних планет к эклиптике (у Меркурия угол наклона близок к 7°, у Венеры – 3.4°) если удаленный наблюдатель видит транзиты Меркурия, то он не видит транзиты Венеры и Земли. И наоборот, если видны транзиты Венеры, то не видны транзиты Меркурия и Земли. «С точки зрения Кеплера» Солнечная система – однопланетная, и ее внутренние планеты не связаны друг с другом резонансами низкого порядка.   

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1308.3751.pdf

 

16 августа 2013
HAT-P-44 b, HAT-P-45 b, HAT-P-46 b: горячие юпитеры в многопланетных системах

В последние годы появляется все больше свидетельств того, что планетные системы, включающие в себя горячие юпитеры (планеты-гиганты с орбитальным периодом меньше 10 суток и минимальной массой больше 0.1 масс Юпитера) отличаются от планетных систем, горячих юпитеров не имеющих. Среди 187 систем с горячими юпитерами только 5 (т.е. 2.7%) имеют дополнительные подтвержденные планеты на более широких орбитах (это упсилон Андромеды, HD 217107, HD 187123, HIP 14810 и HAT-P-13). Похожий результат дает и анализ данных Кеплера – по каким-то причинам горячие юпитеры избегают многопланетных систем.

Измерение наклона орбит горячих юпитеров к оси вращения их родительских звезд с помощью эффекта Мак-Лафлина показало, что значительная часть горячих юпитеров находятся на резко наклоненных (вплоть до полярных и ретроградных) орбитах. С другой стороны, измерение наклона орбит нескольких планет в многопланетных системах Кеплера, напротив, показало их малый наклон к экватору звезды. По-видимому, динамическая эволюция планетных систем, приводящая к появлению горячих юпитеров, протекает достаточно бурно и не способствует многопланетности.

Однако нет правил без исключений. 13 августа 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще трех транзитных горячих гигантов наземным обзором HATNet. Родительские звезды всех трех новых планет демонстрируют дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в этих системах еще каких-то небесных тел. В двух случаях параметры дополнительных планет удалось оценить, в одном случае данных оказалось недостаточно, и потребуются дальнейшие наблюдения.

Звезда HAT-P-44 (GSC 3465-00123) удалена от нас на 374 ⁺⁴²/_-23 пк. Это поздний желтый карлик (температура фотосферы 5295 ± 100К), отличающийся повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.14 раза больше, чем в составе Солнца. Масса звезды составляет 0.94 ± 0.04 солнечных масс, радиус определен с большой погрешностью и зависит от выбранной модели планетной системы. Согласно наиболее вероятной модели, он равен 0.98 ^+0.11/_-0.06 солнечных радиусов. Возраст HAT-P-44 достигает 8.9 ± 3.9 млрд. лет.
Вокруг звезды HAT-P-44 вращается один транзитный горячий сатурн HAT-P-44 b и, как минимум, еще одна планета на широкой орбите HAT-P-44 c. Масса планеты b оценивается в 0.39 ± 0.03 масс Юпитера, радиус – в 1.28 ^+0.15/_-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.23 ± 0.05 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите на среднем расстоянии 0.0507 ± 0.0007 а.е. (~11 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.3 земных суток. Эффективная температура HAT-P-44 b оценивается авторами статьи в 1126 ⁺⁶⁷/_-42К.
Минимальная масса (параметр m sin i) внешней планеты HAT-P-44 c составляет 1.6 ± 0.2 масс Юпитера. Поскольку внешняя планета не проходит по диску своей звезды, наклонение ее орбиты i и точная масса остались неизвестными. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.70 ± 0.014 а.е. и делает один оборот за 220 ± 4.5 земных суток. Если это решение верно, температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурным режимом Венеры и Земли.
Есть и другое, менее вероятное решение для планеты HAT-P-44 c. В этом случае ее орбитальный период и минимальная масса оказываются примерно в 2 раза больше: период составляет 437.5 ± 17.7 земных суток, масса 3.7 ± 0.5 масс Юпитера.
Окончательный выбор между двумя моделями позволят сделать дальнейшие наблюдения.

Звезда HAT-P-45 (GSC 5102-00262) оказывается несколько массивнее и горячее Солнца. Ее масса – 1.26 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.32 ^+0.16/_-0.07 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза превышает солнечную. Рядом с ней вращается транзитный горячий гигант HAT-P-45 b массой 0.89 ^+0.14/_-0.1 масс Юпитера и радиусом 1.43 ^+0.17/_-0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.09 г/куб.см. Орбита планеты практически круговая (эксцентриситет 0.05 ± 0.06), расстояние между планетой и звездой – 0.0452 ± 0.0007 а.е. (~7.3 звездных радиусов). Вся система удалена от нас на 305 ⁺³⁵/_-17 пк.
Дополнительный дрейф лучевой скорости звезды говорит о наличии в этой системе еще одной или нескольких планет, но данных пока недостаточно, чтобы с удовлетворительной точностью определить их параметры.

HAT-P-46 (GSC 5100-00045) – еще одна F-звезда, чьи масса и радиус мало отличаются от аналогичных параметров HAT-P-45. Расстояние до нее также сравнимо с расстоянием до HAT-P-45 и оценивается в 296 ⁺⁶¹/_-29 пк.
Рядом с HAT-P-46 вращаются две планеты-гиганта: транзитная HAT-P-46 b и не транзитная HAT-P-46 c. Масса внутренней планеты b оценивается в 0.49 ^+0.08/_-0.05 масс Юпитера, радиус – в 1.28 ^+0.27/_-0.13 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.28 ± 0.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.058 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.12, и делает один оборот за 4.463 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HAT-P-46 c составляет 2.0 ± 0.3 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.39 ± 0.01 а.е. и делает один оборот за 77.7 ± 0.6 земных суток. Как отмечают авторы статьи, колебания лучевой скорости звезды после удаления из данных сигналов обеих планет достигают 12.5 м/сек, что говорит о том, что двумя планетами в этой системе дело не ограничивается. Но для выяснения числа и свойств дополнительных планет потребуются дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http :// arxiv . org / pdf /1308.2937. pdf

 

13 августа 2013
KELT-6 b: транзитный горячий сатурн на 7.9-дневной орбите

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope = Тысячеградусный экстремально маленький телескоп) ищет внесолнечные планеты с сентября 2006 года. Он основан на наблюдениях с помощью маленького автоматического телескопа, который может находиться в широкоугольном или узкоугольном наблюдательном режимах. В широкоугольном режиме апертура линзы составляет всего 42 мм, в этом случае камера формирует изображение участка неба размером 26х26 градусов с разрешением 23 угловых секунды на пиксель. В узкоугольном режиме апертура линзы составляет 71 мм, наблюдается участок небесной сферы размером 10.8х10.8 градусов, а разрешение увеличивается до 9.5 угловых секунд на пиксель. Обзор рассчитан на поиск транзитов у сравнительно ярких звезд северного неба (8-10 видимой звездной величины со склонениями от +19 до +45 градусов). В рамках этого обзора уже был открыт транзитный коричневый карлик и два транзитных горячих юпитера KELT-2A b и KELT-3 b.
10 августа 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой транзитной экзопланеты KELT-6 b.

KELT-6 удалена от нас на 222 ± 8 пк. Это слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F8, чья масса оценивается в 1.09 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.58 ^+0.16/_-0.1 солнечных радиусов, а светимость примерно в 3.1 раза превышает солнечную. Возраст KELT-6 составляет 6.1 ± 0.2 млрд. лет. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Звезда KELT-6 (вместе с другими звездами наблюдательного поля 08) мониторилась с декабря 2006 года по июнь 2011-го, всего было получено 7359 фотометрических замеров. Обработка данных показала наличие транзитного сигнала с периодом 7.8457 земных суток и глубиной около 5 mmag (1 mmag = 1/1000 звездной величины). Проверка транзитного кандидата методом измерения лучевых скоростей родительской звезды показала колебания лучевой скорости KELT-6 с тем же периодом и амплитудой 42.8 ± 4.5 м/сек (кроме того, был обнаружен линейный дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в этой системе третьего тела на широкой орбите).

Итак, KELT-6 b – транзитный горячий сатурн массой 0.43 ± 0.05 масс Юпитера и радиусом 1.19 ^+0.13/_-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.31 ± 0.08 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.079 ± 0.001 а.е. (~10.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.22 ^+0.12/_-0.10. Эффективная температура KELT-6 b (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 1313 ⁺⁵⁹/_-38 К.

Степень нагрева и ускорение свободного падения на поверхности планеты KELT-6 b оказываются очень близкими к аналогичным параметрам хорошо изученного горячего юпитера HD 209458 b (Осириса), с той только разницей, что металличность звезды KELT-6 гораздо ниже металличности HD 209458. Сравнительное изучение обеих планет может дать важную информацию о влиянии содержания тяжелых элементов в родительских звездах на свойства их планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1308.2296v1.pdf

 

10 августа 2013
Подтверждение планетной природы 8 кандидатов Кеплера в 4-х планетных системах

Группа китайских астрономов под руководством Яна Мина (Yang Ming) проанализировала кривые блеска всех транзитных кандидатов Кеплера в многопланетных системах, которые были выложены в открытый доступ, за первые 15 наблюдательных кварталов (т.е. за период до 1350 суток). Ученые искали вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга; этот метод называется таймингом транзитов. Взаимное гравитационное влияние планет оказывается наиболее заметным в случае, если они связаны орбитальными резонансами низкого порядка, например, 2:1 или 3:2. В этом случае отклонения времени наступления транзитов от среднего значения могут достигать десятков минут и даже часов.
В результате своего исследования китайские астрономы подтвердили планетную природу 8 транзитных кандидатов в 4 многопланетных системах и получили верхние пределы на их массы. Некоторые из этих верхних пределов накладывают серьезные ограничения на состав изученных транзитных планет. Как и ожидалось, все 8 кандидатов связаны орбитальными резонансами низкого порядка. Все они имеют температурный режим Меркурия или еще горячее.

Система KOI-1236
KOI-1236 – звезда главной последовательности несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.31 солнечных масс, радиус – в 1.27 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.66), его можно грубо оценить в 1000 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 12.31, 35.744 и 54.4 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.6 ± 1.1, 4.3 ± 1.8 и 3.1 ± 1.3 радиусов Земли (т.е. попадающим в размерный класс «нептунов»). Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, они влияют друг на друга достаточно заметно, чтобы можно было оценить их массы. Однако поскольку эксцентриситет их орбит неизвестен, были получены только верхние пределы, составляющие 62 и 49 земных масс. Скорее всего, массы обеих планет в несколько раз меньше. Влияние самой внутренней планеты на других членов системы обнаружить не удалось, так что она остается пока в статусе транзитного кандидата.

Система KOI-1563
KOI-1563 – звезда главной последовательности спектрального класса K. Ее масса составляет 0.89 солнечных масс, радиус – 0.87 солнечных радиусов. Видимая звездная величина этой звезды достигает +15.81, что соответствует удаленности ~875 пк.
Кривая блеска KOI-1563 демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.2, 5.487, 8.29 и 16.74 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 2.16 ± 0.77, 3.6 ± 1.3, 3.3 ± 1.1 и 3.7 ± 1.3 радиусов Земли. Две средние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы методом тайминга транзитов можно было бы оценить их массы. Однако тут возникает та же проблема, что и с системой KOI-1236: эксцентриситет орбит планет неизвестен, поэтому вместо точных масс получены только верхние пределы. Согласно расчетам авторов исследования, эти пределы равны 9.0 ± 5.4 земных масс для второй планеты и 7.7 ± 4.1 земных масс для третьей. С учетом радиусов это приводит к низкой средней плотности обеих планет (< 1 и <1.2 г/куб.см для второй и третьей планеты, соответственно), что говорит о значительной доле летучих элементов в их составе. Поскольку третья и четвертая планета близки к орбитальному резонансу 2:1, а заметного влияния четвертой планеты на третью обнаружено не было, авторы находят и верхний предел на массу четвертой (самой внешней) планеты – 7.57 масс Земли. По всей видимости, KOI-1563 представляет собой компактную систему из легких нептунов.

Система KOI-2038
KOI-2038 – солнцеподобная звезда с массой 0.95 и радиусом 0.84 солнечных масс и радиусов, соответственно, ее светимость составляет 2/3 солнечной. Судя по видимой звездной величине (+14.78), она удалена от нас примерно на 800 пк.
Кривая блеска KOI-2038 также демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 8.306, 12.512, 17.913 и 25.22 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 1.99 ± 0.86, 2.2 ± 0.95, 1.56 ± 0.68 и 1.6 ± 0.7 радиусов Земли. Две внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, удалось получить верхние пределы на их массы. Две внешние планеты пока остаются в статусе планетных кандидатов.
Итак, верхние пределы на массы первой и второй планет оказываются равными 14.8 ± 4.2 и 18.9 ± 5.2 земных масс. Скорее всего, истинные массы этих планет в несколько раз меньше (с учетом радиусов они приводят к неправдоподобно высокой средней плотности ~10 г/куб.см). Массы третьей и четвертой планет в этой системе должны быть меньше 42.5 и 8.6 масс Земли, иначе их гравитационное влияние на внутренние планеты уже было бы замечено.

Система KOI-2672
KOI-2672 – еще одна солнцеподобная звезда, которая оказывается несколько ярче (+11.9) и ближе (расстояние ~256 пк) остальных. Ее масса оценивается в 0.84 солнечных масс, радиус – в 1.04 солнечных радиусов. Ее кривая блеска демонстрирует только два транзитных сигнала с периодами 43 и 88.5 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.5 ± 1.4 и 5.3 ± 2.1 радиусов Земли. Планеты очень близки к орбитальному резонансу 2:1. Верхние пределы на их массы составляют 80 ± 3.5 и 17 ± 2 массы Земли, соответственно. Очевидно, истинная масса внутренней планеты много меньше своего верхнего предела – судя по размерам, обе они являются нептунами.

Обобщив результаты научных групп, пользующихся методом тайминга транзитов, Ян Мин с коллегами отметил, что среди пар планет, связанных орбитальными резонансами, 36% связаны резонансом 2:1 и 30% - резонансом 3:2 (остальные связаны резонансами более высоких порядков).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1308.0996.pdf

 

7 августа 2013
Система KOI-142: транзитный нептун и не транзитный гигант в орбитальном резонансе 2:1

Изучение вариаций времени наступления транзитов, вызванных гравитационным взаимодействием планет в многопланетных системах (так называемый TTV-метод), дает возможность подтвердить планетную природу транзитных кандидатов, оценить массы планет и даже обнаружить дополнительные нетранзитные планеты. Достоинство этого метода в том, что он работает даже для достаточно тусклых звезд, на которых «пробуксовывает» метод измерения лучевых скоростей. Особенно чувствительным TTV-метод (он же метод тайминга) становится в случае планет, находящихся в орбитальных резонансах низкого порядка, например, 1:2 или 2:3. В этом случае амплитуда вариаций времени наступления транзитов может достигать десятков минут и даже часов.

Своеобразным рекордсменом по величине вариаций времени наступления транзитов является система KOI-142. Она включает в себя одну транзитную планету размером чуть больше Нептуна (радиус 4.23 ^+0.3/_-0.4 радиусов Земли) у солнцеподобной звезды KIC 5446285. Средний орбитальный период этой планеты составляет 10.9542 земных суток, однако время наступления отдельных транзитных событий может отклоняться от среднего значения на 10 часов!

15 апреля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы китайских астрономов, проанализировавших вариации времени наступления транзитов кандидата KOI-142.01 и пришедших к выводу, что эти вариации вызваны гравитационным влиянием не транзитной планеты-гиганта массой 0.68 ± 0.03 масс Юпитера, находящейся с планетой KOI-142.01 в орбитальном резонансе 2:1 и имеющей орбитальный период 22.3383 ± 0.0036 земных суток. Строго говоря, резонанс двух планет не строгий, отношение их орбитальных периодов составляет величину 2.03-2.04. Это приводит к регулярному сдвигу точки максимального сближения обеих планет, которая делает один оборот вокруг звезды за ~630 земных суток. С этим же периодом меняется и амплитуда вариаций времени наступления транзитов внутренней планеты.

Как показывают расчеты, наклонение орбиты внешней планеты KOI-142 c на 3.7 ^+2.7/_-2.1° отклоняется от 90°, так что ее прицельное расстояние оказывается всегда больше единицы, и она никогда не проходит по диску своей звезды. Более того, прецессия плоскости орбиты внутренней планеты KOI-142 b приводит к тому, что ее наклонение также будет уменьшаться, и через ~10 лет она также перестанет быть транзитной!
Ниже показан расчет эволюции орбитальных параметров обеих планет в зависимости от времени. Как мы видим, нептун KOI-142 b является транзитным (при наблюдениях с Земли) только сравнительно небольшую долю времени.

Орбитальная эволюция планет KOI-142 b и KOI-142 c. Красным цветом показано изменение элементов орбиты планеты b, синим цветом - планеты c. Серым цветом на правом нижнем графике показана область параметров, при которых планета становится транзитной.

Авторы статьи предлагают проверить свои выводы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Внешняя планета KOI-142 c должна наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой ~48 м/сек, что легко может быть измерено такими инструментами, как HIRES или Северный HARPS. Верхний предел на массу внутренней планеты KOI-142 b, оцененный методом тайминга, составляет 17.6 масс Земли, что соответствует амплитуде лучевой скорости звезды ~5 м/сек (что также вполне измеряемо).

По своему температурному режиму обе планеты оказываются горячее Меркурия (отношение a/R_эф составляет 0.11 и 0.18 для внутренней и внешней планет, соответственно). Система удалена от нас на 385 ± 20 пк.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1304.4283v1.pdf

 

1 августа 2013
Kepler-63 b: транзитный субсатурн на полярной орбите

Астрономы, занимающиеся поиском экзопланет, обычно стараются не включать в свои обзоры молодые активные звезды. Это не удивительно – активность звезды создает большие трудности в обнаружении планет. В случае поиска планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд быстрая скорость вращения молодых звезд, множество пятен, вспышки и пр. «замывают» влияние планеты на лучевую скорость звезды, внося в данные дополнительный акустический шум. В случае транзитного метода звездные пятна также искажают (часто весьма сильно) привычную форму транзитной кривой блеска, затрудняя анализ данных.

Хорошим примером такой «сложной» звезды является Kepler-63 (KOI-63, KIC 11554435). Это молодая (ее возраст оценивается в 210 ± 45 млн. лет) активная звезда так и не позволила ученым измерить массу своей транзитной планеты. Зато астрономы смогли оределить угол наклона оси ее вращения и убедиться, что планета вращается вокруг звезды по полярной орбите!

Kepler-63 очень похожа на молодое Солнце. Ее масса оценивается в 0.984 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.90 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на 30% меньше светимости Солнца. Она попала в список интересных объектов Кеплера (KOI) еще в первые месяцы работы миссии, демонстрируя четкий транзитный сигнал с периодом 9.43415 земных суток. Однако подтверждение планетной природы кандидата затянулось на 4 года. Глубина транзита оказалась переменной, также кривые блеска многих транзитных событий несли явные признаки пересечения транзитной планетой пятен на поверхности звезды. Измерить с приемлемой точностью лучевую скорость Kepler-63 так и не удалось, на массу планеты был получен только верхний предел.

Пример эффекта пересечения звездного пятна планетой во время транзита (отмечено синим цветом) на кривой блеска. Из-за обилия пятен на диске звезды ее видимая звездная величина постоянно плавно меняется.

Итак, планета Kepler-63 b имеет радиус 6.1 ± 0.2 радиуса Земли. Эта величина оказывается средней между радиусами Сатурна и Нептуна. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.080 ± 0.002 а.е. (19 звездных радиусов). Эксцентриситет орбиты также определить не удалось – известно только, что он меньше 0.45 (с достоверностью 3 сигма). Масса планеты, формально оцененная по колебаниям лучевой скорости звезды, составляет 45 ± 26 земных масс; точно можно сказать, что она не превышает 120 масс Земли (также с достоверностью 3 сигма).

Быстрая скорость вращения звезды Kepler-63 (период ее обращения вокруг своей оси составляет 5.4 суток) затрудняет измерение лучевой скорости, но облегчает измерение наклона орбиты планеты к экватору звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Как оказалось, звезда демонстрирует аномальный эффект Мак-Лафлина, свидетельствующий о полярной орбите планеты Kepler-63 b. Анализ данных привел авторов открытия к выводу, что ось орбиты планеты наклонена к оси вращения звезды на 110 ⁺²²/_-14 градусов (в проекции на небесную сферу). Судя по наблюдаемой скорости вращения звезды, ее ось вращения наклонена к лучу зрения на 138 ± 7 градусов, что независимо свидетельствует о резко наклонной орбите Kepler-63 b.

Измерив аномалии на кривой блеска звезды, возникающие, когда планета во время транзита проходила по звездным пятнам, астрономы измерили типичную площадь одного пятна. Она оказалась близка к 10 градусам! Самые крупные пятна достигали размера 15-20 градусов. Kepler-63 явно переживает период бурной молодости.

Характерные особенности на кривой блеска во время транзита говорят о пересечении планетой большого околополярного пятна. В среднем пятно темнее окружающей фотосферы на 15-20%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.8128.pdf

 

31 июля 2013
GJ 328 b: эксцентричный ледяной гигант у красного карлика

Планеты-гиганты у красных карликовых звезд встречаются достаточно редко. Так, по данным наземных обзоров, ведущих поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, только ~5% М-звезд имеют рядом с собой планеты с массой больше 0.8 масс Юпитера на орбитах ближе 2.5 а.е. Это легко объясняется в рамках теории аккреции на ядро, согласно которой планеты-гиганты образуются путем быстрой аккреции газа протопланетного диска на ядро из льда и пыли массой ~10 масс Земли. Поскольку протопланетные диски красных карликов меньше по размерам и массе, чем соответствующие диски солнцеподобных звезд, планеты-гиганты образуются в них с меньшей эффективностью.
Однако микролинзовые обзоры, способные «прощупать» планетные системы вплоть до орбит радиусом 10-30 а.е., показывают совсем другую картину. По данным, полученным с помощью гравитационного микролинзирования, доля красных карликов, имеющих рядом с собой планеты-гиганты на широких орбитах, может достигать 35%. Часть этих «далеких» планет может образоваться путем гравитационной неустойчивости в диске (это альтернативная теория, объясняющая пути образования планет-гигантов).

С целью изучения долгопериодических планет у красных карликов на обсерватории Макдональда (McDonald Observatory) был запущен обзор 100 М-карликов с помощью 9.2-метрового телескопа Хобби-Эберли (HET). Наблюдения проводились в течение 12 лет. В рамках обзора уже было получено несколько интересных научных результатов (например, оценено количество горячих юпитеров у М-звезд). 29 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию в рамках этого обзора долгопериодической планеты-гиганта у звезды GJ 328.

GJ 328 (HIP 43790, Wolf 623) – поздний оранжевый или ранний красный карлик, удаленный от нас на 19.8 ± 0.8 пк. В базе данных SIMBAD спектральный класс этой звезды указан как K7 V, хотя сами авторы статьи больше склоняются к M1 V. Масса звезды оценивается в 0.69 ± 0.05 солнечных масс, светимость примерно в 10 раз меньше светимости Солнца. С января 2003 года по апрель 2013 года было получено 58 замеров лучевой скорости этой звезды. Погрешность одного измерения составила ~6 м/сек.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 328 b оценивается в 2.3 ± 0.13 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 4.5 ± 0.2 а.е. и эксцентриситетом 0.37 ± 0.05, и делает один оборот за 4100 ± 300 земных суток (~11.2 земных лет). Из-за достаточно большого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 2.84 а.е. в перицентре до 6.16 а.е. в апоцентре, т.е. примерно в 2 раза, а температурный режим – от температурного режима Сатурна до температурного режима Урана.

Также был обнаружен цикл активности звезды GJ 328, напоминающий солнечные циклы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.7640.pdf

 

30 июля 2013
У коричневых карликов тоже бывают планетные системы

Наблюдения аккреционных дисков вокруг коричневых карликов наводят на мысль о том, что у этих тусклых объектов также могут быть планетные системы. У нескольких из них (например, у 2MASS 1207-3932 и 2MASS 0441-2301) уже были обнаружены спутники, чья масса попадает в диапазон планетных масс (менее 13 масс Юпитера). Однако эти системы демонстрируют малое отношение масс компонентов (M_pl/M_star равно 0.16 в первом случае и 0.25-0.5 во втором), и достаточно большое расстояние между ними (45 а.е. и 15 а.е.), что говорит о «не планетном» механизме образования этих объектов. Скорее всего, они образовались как очень маломассивные двойные звезды – непосредственно из ядра молекулярного облака.

Однако у коричневых карликов возможны и «нормальные» планеты, образовавшиеся в протопланетном диске (замечу в скобках, что раз уж планеты-гиганты Солнечной системы обладают развитой системой спутников, почему бы своими системами спутников не обладать и гораздо более массивным коричневым карликам?) Одна из таких планет была открыта методом гравитационного микролинзирования в рамках обзора OGLE.

Событие микролинзирования OGLE-2012-BLG-0358 было замечено в апреле 2012 года. К наблюдениям подключились телескопы других микролинзовых обзоров: MOA, µFUN и RoboNet. Через 5 дней после максимума на кривой блеска звезды-источника появился второй пик, говорящий о двойственности звезды-линзы.

Анализ кривой блеска позволил определить параметры системы. Как оказалось, более массивный объект пары является коричневым карликом массой 0.022 ± 0.002 солнечных. На расстоянии 0.87 ± 0.03 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) расположена планета-гигант массой 1.9 ± 0.2 масс Юпитера. Вся система удалена от нас на 1.76 ± 0.13 кпк.

Особенности собственного движения OGLE-2012-BLG-0358 говорят о возрасте 1-10 млрд. лет. Авторы открытия считают, что отношение масс компонент и их близость друг к другу говорит об образовании планеты в протопланетном диске коричневого карлика (т.е. «по планетному», а не «по звездному» механизму).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.6335v2.pdf

 

29 июля 2013
Два новых транзитных горячих гиганта WASP-65 b и WASP-75 b

24 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще двух транзитных планет, открытых наземным транзитным обзором SuperWASP.
Обзор SuperWASP основан на работе двух комплексов из 8 автоматических телескопов, один из которых расположен на Канарских островах, а другой – в Южной Африке. Каждый телескоп имеет апертуру 200 мм, поле зрения 7.8х7.8 градусов, размер матрицы CCD-детектора 2048х2048 пикселей и разрешение 13.7 угловых секунд на пиксель. Ясными ночами эти телескопы снимают фотометрию сотен тысяч звезд с целью поиска транзитов – незначительных ослаблений блеска звезды, вызванных регулярным прохождением планет по ее диску. Из-за замывающего влияния земной атмосферы SuperWASP (как и другие наземные транзитные обзоры) открывает в подавляющем большинстве случаев только горячие юпитеры.
Транзиты у звезд WASP-65 и WASP-75 были обнаружены обоими комплексами (как северным, так и южным), планетная природа транзитных кандидатов была подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на спектрографе CORALIE.

WASP-65 – старая звезда главной последовательности спектрального класса G6 V. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 1.01 ± 0.05 солнечных радиусов, возраст звезды по оценкам разных авторов достигает 9-12 млрд. лет (точно больше 6 млрд. лет). Расстояние до системы оценивается в 310 ± 50 пк.
Масса планеты WASP-65 b составляет 1.55 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – 1.11 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.5 ± 0.1 г/куб.см. Этот горячий гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0334 ± 0.0017 а.е. и делает один оборот за 2.31142 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 1480 ± 10К. Таким образом, WASP-65 b оказывается одной из самых плотных планет с массами в диапазоне 0.1-2 масс Юпитера.

WASP-75 удалена от нас на 260 ± 70 пк. Ее спектральный класс F9 V, масса оценивается в 1.14 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.26 ± 0.04 солнечных радиусов. В отличии от WASP-65, звезда WASP-75 довольно молода – ее возраст составляет 3-4 млрд. лет.
Планета WASP-75 b также вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0375 ± 0.0008 а.е. от своей звезды. Ее масса равна 1.07 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.27 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.69 ± 0.08 г/куб.см (очень близко к средней плотности Сатурна). Орбитальный период планеты – 2.48419 земных суток, эффективная температура – 1710 ± 20К.

Обе новые планеты являются типичными горячими юпитерами.

Известные транзитные экзопланеты на плоскости «масса - радиус». Новые планеты отмечены красным и синим квадратами, зелеными треугольниками показаны Юпитер и Сатурн. Голубыми линиями показаны линии равной плотности, равные (сверху вниз) 0.1, 0.5, 1.0 и 2.0 плотности Юпитера (0.133, 0.67, 1.33 и 2.66 г/куб.см)

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.6532.pdf

 

25 июля 2013
Определена распространенность планет-гигантов у звезд красных карликов

Насколько распространены планеты различных типов у звезд разной массы? За прошедшие 20 лет было проведено множество исследований, посвященных этому вопросу. К сожалению, различные методы поиска экзопланет дают достаточно узкие срезы пространства параметров – так, метод измерения лучевых скоростей родительских звезд и транзитный метод наиболее чувствительны к массивным планетам на тесных орбитах, метод получения прямых изображений планет работает для молодых горячих планет-гигантов на широких орбитах, а метод гравитационного микролинзирования наиболее удобен для обнаружения планет вблизи радиуса Эйнштейна R_E ~ 3.5 (M_star /M_sol)^1/2. Тем не менее, определенные выводы относительно распространенности планет разных типов уже можно сделать.

Так, согласно RV-обзорам, распространенность горячих юпитеров (планет с массой больше 0.1 масс Юпитера на орбитах короче 10 суток) у FGK-звезд составляет 1.20 ± 0.38%. С ростом расстояния до звезды количество гигантов растет: Cumming et al. (2008) нашли, что 18 ± 1% FGK-звезд имеют рядом с собой планеты с массой Сатурна и выше на орбитах ближе 20 а.е.

Количество планет-гигантов у М-звезд заметно меньше, чем у звезд, подобных нашему Солнцу. Также опираясь на данные, полученные методом измерения лучевых скоростей, Johnson et al. (2010) нашли, что количество планет с массой, больше массы Сатурна на орбитах ближе 2.5 а.е. у М-звезд составляет 3.4 ^+2.2/_-0.9%.

У более массивных звезд количество планет-гигантов, наоборот, выше. Так, согласно анализу данных, полученных инфракрасными телескопами (метод получения прямых изображений экзопланет), распространенность планет массивнее 3 масс Юпитера у А-звезд составляет 8.7 ^+10.1/_-2.8% (в интервале расстояний от 5 до 320 а.е.)

22 июля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась новая обстоятельная работа членов Калифорнийской группы под руководством Бенджамина Монтета (Benjamin T. Montet), посвященная анализу многолетних наблюдений 111 красных карликов на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Для наблюдений были отобраны одиночные хромосферно тихие звезды, удаленные от нас не далее чем на 16 пк. Их спектральные классы лежали в интервале M0 V – M5.5 V, а массы попадали в диапазон 0.1-0.64 солнечных масс. Как правило, звезды наблюдались в течение 11.8 лет, в среднем было сделано 29 замеров лучевой скорости каждой звезды.

Авторы статьи объединили данные, полученные методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, и результаты съемки окрестностей изучаемых звезд с высоким разрешением. Если лучевая скорость звезды демонстрировала дрейф, говорящий о наличии компаньона на широкой орбите, ученые проводили съемку окрестностей этой звезды для исключения звездных компаньонов, также способных вызвать такой дрейф.

Изученные 111 М-звезд на плоскости "масса - металличность". Серыми точками показаны звезды, лишенные заметного дрейфа лучевой скорости, красными точками - звезды, демонстрирующие такой дрейф, пятилучевыми звездочками - звезды, входящие в состав широких двойных, жирными крестиками - звезды, имеющие планеты любой массы.

В результате авторы статьи нашли, что 6.3 ± 3.0% М-звезд имеют планеты-гиганты на орбитах ближе 20 а.е. Если учитывать возможную многопланетность (так, у звезды HIP 109388 обнаружены две планеты-гиганта), то на одну М-звезду придется 0.083 ± 0.019 планет-гигантов с массой от 1 до 13 масс Юпитера. Этот результат согласуется с данными микролинзовых обзоров, согласно которым на одну М-звезду приходится 0.09 ^+0.03/_-0.05 планет с массами от 1 до 10 масс Юпитера в интервале больших полуосей орбит от 0.5 до 20 а.е.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.5849v1.pdf

 

23 июля 2013
OGLE-2012-BLG-0406L b: массивная планета-гигант далеко за снеговой линией

Как образуются планеты-гиганты? В настоящее время есть две конкурирующие точки зрения на этот счет. Согласно одной теории (называемой «теория аккреции на ядро») сначала в протопланетном диске из пыли и льда образуется т.н. «планетный эмбрион», ледяное ядро, которое, достигнув критической массы (~10 масс Земли), начинает быстро аккрецировать газ и набирать массу, превращаясь в газовый гигант. Согласно второй теории (называемой «теория гравитационной неустойчивости») в холодном массивном протопланетном диске возникает гравитационная неустойчивость, которая приводит к коллапсу газа в планету-гигант безо всякого затравочного ядра. Обе теории обладают своими достоинствами и недостатками, а наблюдательные данные пока не позволяют сделать однозначный выбор между ними. Возможно, они верны обе (при разных параметрах протопланетных дисков образование планет-гигантов идет или по одному, или по другому механизму).

Согласно теории аккреции на ядро, чаще всего планеты-гиганты должны образовываться сразу за так называемой «снеговой линией» – области в протопланетном диске, где температура падает достаточно низко для конденсации водяного пара в ледяные пылинки. Из-за конденсации ледяных пылинок плотность пыли в диске скачком возрастает в несколько раз, что способствует быстрому формированию планетных эмбрионов. В Солнечной системе снеговая линия проходит на расстоянии ~3 а.е. от Солнца, и самая массивная планета системы – Юпитер – сформировалась почти сразу за ней, в полном согласии с теорией аккреции на ядро.
При этом существование массивных планет далеко за снеговой линией находится в противоречии с теорией аккреции на ядро, зато в полном соответствии с теорией гравитационной неустойчивости (согласно последней, планеты-гиганты должны быть весьма массивны и формироваться на широких орбитах).

В этой связи представляет большой интерес открытие методом гравитационного микролинзирования массивной планеты у оранжевого (или раннего красного) карлика OGLE-2012-BLG-0406L. В настоящий момент гравитационное микролинзирование оказывается единственным методом, способным обнаруживать холодные планеты на значительном расстоянии от родительской звезды. Вероятность транзитов таких далеких от звезды планет ничтожно мала, долгий орбитальный период требует десятилетий мониторинга лучевой скорости звезды (если пытаться обнаружить их RV-методом), наконец, низкая температура не позволяет открывать их на снимках ИК-телескопов подобно тому, как это происходит с молодыми и горячими планетами-гигантами.

15 июля 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты OGLE-2012-BLG-0406L b наземным микролинзовым обзором OGLE.

Кривая блеска далекой звезды источника, чей блеск был усилен гравитационным полем системы OGLE-2012-BLG-0406L.

К сожалению, полностью отследить кривую блеска не позволила полная Луна, в течение нескольких дней находившаяся рядом со звездой OGLE-2012-BLG-0406L. Поэтому точно определить параметры системы не удалось, авторы статьи представили два решения, удовлетворительно описывающих наблюдательные данные.
Первое (и более вероятное) решение для системы-линзы представляет собой звезду массой 0.59 ± 0.17 солнечных масс, на расстоянии 3.9 ± 1 а.е. от которой (в проекции на небесную сферу) находится планета массой 3.9 ± 1.2 масс Юпитера. В этом случае звезда линза представляет собой оранжевый (или ранний красный) карлик, удаленный от нас на 5.1 ± 1.2 кпк.
Второй вариант решения представляет собой М-карлик массой 0.48 ± 0.20 солнечных масс, на расстоянии 3.2 ± 1.3 а.е. от которого находится планета-гигант массой 2.7 ± 1.2 масс Юпитера. В этом случае система удалена от нас на 3.5 ± 1.3 кпк.

В обоих случаях планета-гигант оказывается слишком массивной и слишком удаленной от снеговой линии, чтобы легко удовлетворять теории аккреции на ядро.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.4084.pdf

 

17 июля 2013
О двух новых транзитных горячих гигантах CoRoT-25 b и CoRoT-26 b, и не только

Среди почти двух сотен транзитных горячих гигантов, обнаруженных с помощью наземных обзоров (SuperWASP, HATNet, TrES, XO и др.) или космических телескопов (CoRoT, Kepler) планеты с массами порядка массы Сатурна встречаются достаточно редко. На данный момент известно всего 18 планет, чья масса попадала бы в диапазон 0.1-0.4 масс Юпитера, а радиус превышал бы 0.5 радиусов Юпитера. Поэтому открытие новых планет этого класса вызывает особый интерес.

В конце мая 2013 года в журнале Astronomy & Astrophysics вышла статья европейских ученых, посвященная открытию двух неплотных транзитных горячих гигантов на основе анализа фотометрических данных, полученных европейским спутником CoRoT. Планетная природа обеих планет была подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на спектрографах HARPS и HIRES.

CoRoT-25 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 V, удаленная от нас на 1000 ⁺⁸⁵/_-25 пк. Ее масса оценивается в 1.09 ^+0.11/_-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.19 ^+0.14/_-0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.7 раза превышает солнечную. Возраст системы составляет 4.5 ± 2 млрд. лет. Из-за слабого блеска (ее видимая звездная величина +15) параметры и звезды, и планеты определены с большими погрешностями.
Масса горячего сатурна CoRoT-25 b оценивается в 0.27 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – в 1.08 ^+0.3/_-0.1 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.15 ^+0.15/_-0.06 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0578 ^+0.0020/_-0.0009 а.е. (~10 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.86 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается авторами статьи в 1330 ⁺⁸⁰/_-40 К (в предположении нулевого альбедо).

CoRoT-26 расположен еще дальше – на расстоянии 1670 ⁺²⁰⁵/_-110 пк, а его видимая звездная величина еще ниже (+15.8). Эта звезда уже явно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее спектральный класс G5, масса оценивается в 1.09 ± 0.06 солнечных масс, радиус достигает 1.79 ^+0.18/_-0.09 солнечных радиусов. Возраст системы составляет 8.6 ^+1.8/_-0.9 млрд. лет.
Масса горячего юпитера CoRoT-26 b также невелика и оценивается в 0.52 ± 0.05 масс Юпитера, радиус составляет 1.26 ^+0.13/_-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.28 ^+0.09/_-0.07 г/куб.см. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.0526 ± 0.001 а.е. (6.3 звездных радиуса!) и делает один оборот за 4.2 земных суток.

Миссия CoRoT оказалась в тени гораздо более успешной миссии Kepler. Тому поспособствовало сразу несколько причин. Помимо значительно меньшей апертуры (диаметр главного зеркала телескопа – 30 см против 95 см у Кеплера) и меньшего поля зрения (2.8х2.8 градусов против 105 квадратных градусов у Кеплера), сказался неудачный выбор целевых звезд – как правило, слишком далеких и тусклых для обнаружения рядом с ними небольших планет и их последующей проверки методом измерения лучевых скоростей. Кроме того, стратегия Европейского космического агентства по работе с полученными данными отличается от стратегии NASA – американцы легко выкладывают свои данные в свободный доступ и приглашают к работе с ними все заинтересованные научные коллективы, тогда как европейцы стремятся все делать самостоятельно и не торопясь. В результате количество транзитных кандидатов Кеплера превышает 3200, подтверждена планетная природа 132 из них (и, очевидно, это только начало), а количество подтвержденных планет CoRoT с трудом достигло двух с половиной десятков, и среди них преобладают уже слегка поднадоевшие горячие юпитеры.

Если сравнивать транзитные кандидаты, обнаруженные обеими миссиями, становится видно, что CoRoT просто «не дотянул» до основного массива планет.

Транзитные кандидаты CoRoT (показаны красным) и Kepler (показаны синим) на плоскости "орбитальный период – радиус".

Информация получена: http://www.aanda.org/articles/aa/abs/2013/07/aa21462-13/aa21462-13.html
http://www.iac.es/congreso/cw11/media/presentations/jcabrera_newplanets.pdf

 

15 июля 2013
Горячий гигант HD 189733 b глубокого синего цвета

Вторичный минимум на кривой блеска системы «звезда + транзитная планета» возникает тогда, когда планета заходит за звезду. В отличие от транзита, который позволяет прозондировать свойства атмосферы транзитной экзопланеты по линии терминатора (границы между дневной и ночной стороной), вторичный минимум позволяет получить информацию о ее дневном полушарии. Измерение глубины вторичного минимума позволяет определить альбедо транзитной планеты, а сравнение этой глубины на разных длинах волн – получить грубый спектр ее дневного полушария.
Именно это и было проделано с хорошо известным транзитным горячим гигантом HD 189733 b. С помощью космического телескопа им. Хаббла астрономы измерили глубину вторичного минимума и альбедо HD 189733 b в синих (длина волны 290-450 нм) и зеленых (длина волны 450-570 нм) лучах. В синих лучах альбедо оказалось неожиданно большим и достигло величины 0.40 ± 0.12, а в зеленых лучах вторичный минимум вообще не был зафиксирован (что, с учетом погрешностей наблюдений, дало верхний предел на альбедо HD 189733 b в этом диапазоне – 0.12).
Как объяснить полученный результат?

Согласно современным моделям горячих юпитеров, в их атмосферах присутствуют газообразные щелочные металлы натрий и калий. Линии поглощения этих металлов, сильно уширенные за счет соударений атомов с молекулами атмосферы (в основном, конечно, речь идет о дублетной линии натрия 589 нм, расположенной в желтой части спектра, и дублетной линии калия 770 нм, расположенной в ближней инфракрасной части спектра), делают атмосферу горячего гиганта мутной, непрозрачной. В отсутствии облаков это приводит к очень низкому альбедо таких планет, на уровне нескольких процентов. Для большинства горячих гигантов это модельное предсказание прекрасно согласуется с наблюдениями.

На верхнем рисунке показана степень непрозрачности атмосферы в зависимости от длины волны в результате поглощения света атомами натрия (сплошная линия), и величина рэлеевского рассеяния на частичках энстатита на разных высотах (пунктирные линии). Соседние пунктирные линии соотвествуют высотам, отличающимся на 2 стандарные высоты атмосферы. На нижнем рисунке показана зависимость альбедо планеты от длины волны для разных высот расположения силикатных облаков (серые линии). Черными крестами показаны наблюдательные данные, полученные с помощью Хаббла для планеты HD 189733 b.

Однако некоторые горячие юпитеры имеют высокое альбедо (так, планета Kepler-41 b имеет альбедо 0.30 ± 0.08, а планета HAT-P-7 b – 0.58 ± 0.05). Это может быть вызвано наличием высоких облаков, состоящих, например, из энстатита MgSiO₃. Если высота силикатных облаков значительно превышает высоту, на которой становится важным поглощение света атомами натрия и калия, альбедо планеты оказывается достаточно высоким и мало зависящим от длины волны. Если, наоборот, облака расположены много глубже уровня, где происходит основное поглощение света, альбедо планеты становится очень низким (как и в случае полного отсутствия облаков). Самое интересное происходит, когда эти уровни оказываются близки. В этом случае сочетание сильного поглощения света в желтой и красной области спектра и рэлеевского рассеяния света на очень мелких частицах энстатита делает альбедо планеты высоким для синих лучей и низким – для зеленых, желтых и красных (что и наблюдается в случае HD 189733 b).

В результате горячий гигант HD 189733 b оказывается не похожим по цвету ни на одну из планет Солнечной системы, включая Нептун.

Небесные тела Солнечной системы, имеющие заметную атмосферу, на плоскости "альбедо в зеленых лучах – альбедо в синих лучах" (показаны черными кружками). Белыми кружками показаны 3 варианта моделей горячих юпитеров: горячий юпитер без облаков (вариант a), горячий юпитер, в атмосфере которого силикатная дымка находится на уровне максимального поглощения света атомами щелочных металлов (вариант b), горячий юпитер с высокими силикатными облаками (вариант c). Серым прямоугольником показана область погрешностей для планеты HD 189733 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.3239.pdf

 

12 июля 2013
На снимках Субару открыта планета-гигант GJ 504 b – прохладная и лишенная облаков

К настоящему моменту известно всего несколько экзопланет, для которых получены прямые изображения. Все они – молодые массивные планеты-гиганты, нагретые до температур 800-1800К и удаленные от своих звезд на десятки астрономических единиц. Их возраст не превышает 50 млн. лет, а особенности спектров говорят о том, что они затянуты толстым слоем облаков.

10 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья японских астрономов под руководством M.Kuzuhara, посвященная открытию на снимках новой планеты у солнцеподобной звезды GJ 504 (59 Девы, HD 115383).
Авторы статьи наблюдали окрестности этой звезды на 8.2-метровом телескопе Субару с помощью инструмента HiCIAO (системы адаптивной оптики, формирующей высококонтрастные изображения), в марте и августе 2011 года, а также в феврале, апреле и мае 2012 года. Наблюдения велись в инфракрасном диапазоне в полосах J, H, K_s и L', т.е. на волнах 1.2, 1.6, 2.2 и 3.8 мкм. На расстоянии 2.5 угловых секунд от звезды был обнаружен очень тусклый (видимая звездная величина +19-20) источник, который двигался вместе со звездой (обладал тем же собственным движением) и, таким образом, был с ней физически связан.

Снимки телесопа Субару, на которых была обнаружена планета GJ 504 b.

Тщательное изучение этого источника и системы в целом привело к любопытным выводам.

Итак, звезда GJ 504 удалена от нас на 17.56 ± 0.08 пк. Ее спектральный класс – G0 V, масса составляет 1.22 ± 0.08 солнечных масс, светимость примерно в 2.1 раза больше солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды в 1.9 раза превышает солнечное значение. Возраст звезды, полученный методом гирохронологии, оценивается в 160 ⁺⁷⁰/_-60 млн. лет, а измеренный по уровню хромосферной активности – в 330 ± 180 млн. лет. Хотя авторы статьи больше склоняются к первой оценке, в результате они осторожно оценили возраст системы в 160 ⁺³⁵⁰/_-60 млн. лет.

По данным космического телескопа им. Спитцера, около 4% солнцеподобных звезд демонстрируют избыток инфракрасного излучения на волне 24 мкм, и около 16% – избыток на волне 70 мкм, что означает наличие рядом с этими звездами массивных пылевых поясов ближе или дальше 10 а.е. Звезда GJ 504 не показывает такого избытка, это говорит о том, что ее протопланетный диск уже рассеялся.

Температура новой планеты GJ 504 b составляет всего 510 ⁺³⁰/_-20 К, и, судя по ее спектру (точнее, по инфракрасным показателям цвета) планета практически лишена облаков. Масса планеты оценивается авторами статьи в 4 ^+4.5/_-1 масс Юпитера, но, скорее всего, лежит в диапазоне 3-5.5 масс Юпитера (если исходить из оценок возраста системы, полученных более точным методом гирохронологии). Таким образом, эта планета оказывается самой старой и самой холодной из всех, открытых на снимках. Звезду и планету разделяет расстояние 43.5 а.е. (в проекции на небесную сферу).

Близость и яркость звезды GJ 504 делает эту систему интереснейшей целью для будущих исследований. Авторы открытия планируют продолжить наблюдения, чтобы обнаружить орбитальное движение планеты и измерить эксцентриситет ее орбиты – это поможет выяснить, оказалась ли она так далеко от звезды в результате планет-планетного рассеяния или сформировалась там же на месте. 

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1307.2886.pdf

 

6 июля 2013
На пределе возможного: открытие многопланетной системы у близкого красного карлика GJ 667C

26 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, посвященная планетной системе у близкого красного карлика GJ 667C. Рядом с этой звездой ранее уже были открыты три планеты (самая внутренняя, GJ 667C b, была обнаружена в 2009 году, вторая, суперземля в обитаемой зоне GJ 667C c – в 2011 году, в прошлом году к ним добавилась внешняя планета на эксцентричной орбите GJ 667C d). Наконец, авторы статьи объединили замеры лучевой скорости звезды, полученные с помощью трех высокоточных спектрографов HARPS, HIRES и PFS, и подвергли полученный массив данных изощренной математической обработке. В результате помимо подтверждения уже известных трех планет они нашли в этой системе еще три, а наличие четвертой заподозрили.

Красный карлик GJ 667C удален от Солнца примерно на 6.8 пк. Он входит в состав тройной звездной системы GJ 667, которая включает в себя еще два оранжевых карлика спектральных классов K3 V и K5 V, удаленных от GJ 667C на ~230 а.е. (звезда C вращается вокруг пары звезд A и B как целого). Масса звезды C оценивается в 0.33 ± 0.02 солнечных масс, светимость составляет всего 1.37% солнечной светимости. Все три звезды этой кратной системы отличаются пониженным содержанием тяжелых элементов: их в 3.5 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст системы превышает 2 млрд. лет.

Анализ колебаний лучевой скорости звезды (всего было получено 173 замера на HARPS, 23 замера на PFS и 22 замера на HIRES) демонстрирует нам красивую, динамически устойчивую, плотно упакованную систему из нескольких суперземель на орбитах, близких к круговым. Как показывают данные Кеплера, такие системы весьма распространены в Галактике.

Итак, внутренняя планета системы – суперземля GJ 667 C b с минимальной массой 5.6 ± 1.4 масс Земли, вращающаяся вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0505 а.е. и делающая один оборот за 7.2 земных суток. Ее температурный режим соответствует температурному режиму Меркурия, эксцентриситет орбиты – самый большой в системе (0.13 ± 0.1). Скорее всего, планета является легким нептуном, а ее атмосфера состоит в основном из водорода и гелия.

Следующая по удаленности от звезды – эфемерная планета GJ 667C h, чье существование заподозрено, но не подтверждено (соответствующая ей полуамплитуда лучевой скорости, наводимая на звезду, составляет всего 0.61 ± 0.49 м/сек!). Минимальная масса этой планеты (если она реально существует, конечно) оценивается в 1.1 ± 0.9 масс Земли, она удалена от звезды на 0.089 ± 0.009 а.е. Температурный режим этой планеты близок к температурному режиму Венеры, так что, возможно, планета h является ее аналогом.

Третья планета в системе GJ 667C, как и в Солнечной системе, расположена в обитаемой зоне. Ее минимальная масса в 3.8 ^+1.5/_-1.2 раза больше массы нашей планеты. GJ 667C c вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (впрочем, ее эксцентриситет определен пока с большой погрешностью: 0.02 ^+0.15/_-0.02) на среднем расстоянии 0.125 ± 0.013 а.е., и делает один оборот за 28.1 земных суток. Заманчиво было бы признать планету GJ 667C c потенциально обитаемой, но парниковый эффект в плотной атмосфере, неизбежный на планете с такой массой, наверняка приводит к нагреву поверхности этой планеты до высоких температур.

Более привлекательной в этом смысле выглядит четвертая планета системы – GJ 667C f. Вращаясь на расстоянии 0.156 ± 0.014 а.е. от звезды и имея температурный режим, промежуточный между температурными режимами Земли и Марса, она вполне может компенсировать парниковым эффектом несколько меньшее (в 1.8 раза) количество энергии, получаемое от своей звезды. Минимальная масса этой планеты – 2.7 ^+1.4/_-1.2 масс Земли, ее орбитальный период – 39 земных суток.

Минимальная масса пятой планеты GJ 667C e близка к массе четвертой, хотя погрешность оказывается выше: 2.7 ^+1.6/_-1.3 масс Земли. Планета e вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.21 ± 0.02 а.е., ее орбитальный период близок к 62 суткам. Существует альтернативное решение для этой планеты с орбитальным периодом 53 суток (и, соответственно, несколько меньшей большой полуосью орбиты). Уточнить, какой из периодов верен, помогут дальнейшие наблюдения (например, на будущем спектрографе ESPRESSO, чья инструментальная точность измерения лучевой скорости звезды достигнет 0.1 м/сек). Несмотря на температурный режим планеты GJ 667C e , близкий к температурному режиму внутреннего края Главного пояса астероидов, она также может считаться потенциально обитаемой: парниковый эффект в плотной атмосфере может сохранить на поверхности этой планеты жидкую воду.

Шестая планета этой системы – GJ 667C d , открытая в 2012 году. После учета влияния на лучевую скорость звезды других планет этой системы эксцентриситет ее орбиты упал с 0.41 до 0.03! Впрочем, это далеко не первый такой случай в истории открытий экзопланет. Минимальная масса планеты d оценивается в 5.1 ± 1.7 масс Земли, величина большой полуоси ее орбиты близка к 0.276 а.е. Температурный режим этой планеты соответствует Главному поясу астероидов.

И наконец, седьмая планета GJ 667C g удалена от своей звезды на 0.55 а.е. Там уже холодно, как на орбите Юпитера. Минимальная масса планеты g составляет 4.6 ^+2.6/_-2.3 масс Земли, она может быть как гигантским аналогом Европы, спутника Юпитера, так и холодным нептуном (если ее масса значительно превышает минимальную). Орбитальный период седьмой планеты составляет 256 ⁺¹⁴/_-8 земных суток.

Планеты системы GJ 667C по отношению к обитаемой зоне. GJ 667C c расположена на внутреннем крае обитаемой зоны, GJ 667C f более прохладна, GJ 667C e ближе к внешнему краю. Шкала внизу показывает амплитуду углового расстояния планеты от звезды.

Авторы статьи провели анализ динамической устойчивости 6-планетной системы (без планеты h) на протяжении 10 млн. лет и нашли, что она устойчива только в узкой области больших полуосей и эксцентриситетов орбит всех шести планет. Это говорит о том, что система динамически полна – невозможно поместить на орбиту между уже известных планет еще одну планету так, чтобы ее орбита оказалась устойчивой и не привела к хаосу в движении остальных. Единственное исключение – островок стабильности в районе орбиты планеты h.

Кроме того, авторы оценили возможный диапазон значений наклонения орбит системы i и величину истинных масс планет, которые в общем случае могут сильно отличаться от минимальных масс, полученных из анализа колебаний лучевой скорости звезды. Как оказалось, при наклонениях, меньших 30°, система становится неустойчивой на временах порядка 1 млн. лет или даже быстрее. Это значит, что истинные массы планет в системе GJ 667C не могут превышать минимальные более чем в 2 раза.

Также они оценили время приливного захвата планет системы GJ 667C и нашли, что внутренние планеты от b до e будут захвачены в орбитально-вращательный резонанс 1:1, т.е. будут повернуты к звезде только одной стороной (так, например, время приливного захвата планеты f по их расчетам составило всего 5-20 млн. лет, в зависимости от начальных условий). Однако с планетой d ситуация менее определенная, а планета g может вращаться не синхронно.

Пока трудно судить, насколько надежны выводы авторов открытия. Полуамплитуда лучевых скоростей, наводимых планетами f, e, d, g (не говоря уже про h) составляет всего 1-1.5 м/сек, что находится буквально на пределе возможности лучших современных спектрографов. Окончательно подтвердить (или закрыть) эти планеты, а также уточнить их параметры, смогут только спектрографы нового поколения, такие, например, как ESPRESSO, который планируется установить на Очень большом телескопе (VLT). Инструментальная точность измерения лучевой скорости звезды этим инструментом достигнет 10 см/сек!

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1306.6074.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1