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

30 июня 2014
Kepler-420 b: теплый гигант на эксцентричной 86.6-суточной орбите
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры, такие, как SuperWASP и HATNet, обнаружили уже более 150 транзитных горячих юпитеров. Однако из-за особенностей наблюдательной стратегии все эти планеты ограничены орбитальными периодами короче ~10 земных суток. Транзитных планет-гигантов на более широких орбитах известно очень мало. Если рассматривать транзитные гиганты с периодами больше 1 месяца, то для их перечисления хватит пальцев одной руки. Это HD 80606 b (111-дневный период), CoRoT-9 b (95-дневный период), Kepler-30 c (60-дневный период) и Kepler-87 b (115-дневный период).

Изучение долгопериодических планет-гигантов важно для понимания происхождения и эволюции планетных систем (например, для понимания процессов миграции).

Чтобы увеличить количество известных транзитных гигантов на относительно широких орбитах, в 2012 году на обсерватории Верхнего Прованса началась программа по подтверждению транзитных кандидатов Кеплера и измерению их массы методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Для наблюдений были отобраны все звезды каталога KOI ярче +14.7 звездной величины с глубиной транзита от 0.4 до 3% и периодами от 25 до 400 суток. Измерение лучевых скоростей проводилось с помощью спектрографа SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Observatoire de Haute-Provence).

25 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы и изучению свойств планеты-гиганта Kepler-420 b (KOI-1257.01).

Транзитный кандидат KOI-1257.01 был представлен группой Кеплера в 2013 году. Звезда KOI-1257 демонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 86.6 земных суток, глубиной 0.7% и продолжительностью 4.25 часов. Продолжительность транзита была слишком малой для планеты на круговой орбите с таким периодом, что говорило о возможном высоком эксцентриситете орбиты KOI-1257.01. Измерение лучевых скоростей родительской звезды полностью подтвердило этот вывод.

Как оказалось, эксцентриситет орбиты гиганта Kepler-420 b достигает 0.772 ± 0.045! Его масса оценивается в 1.45 ± 0.35 масс Юпитера, радиус – в 0.94 ± 0.12 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.1 ± 1.2 г/куб.см. Планета делает один оборот вокруг своей звезды за 86.64766 ± 0.00003 земных суток, ее средняя эффективная температура оценивается в 511 ± 50К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону планеты). Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.087 а.е. в перицентре до 0.677 а.е. в апоцентре, т.е. в 7.8 раз!


Сверху вниз: радиусы, массы и эксцентриситеты орбит подтвержденных планет в зависимости от их орбитального периода. Квадратом с точкой показана планета Kepler-420 b. Черными кружками показаны планеты, обнаруженные транзитным методом, светлыми кружками - планеты, обнаруженные методом измерения лучевых скоростей.

Кроме колебаний, вызванных транзитной планетой, европейские астрономы обнаружили дополнительный дрейф лучевой скорости звезды, вызванный массивным телом на внешней орбите. Это тело могло быть массивной планетой-гигантом, коричневым карликом или второй звездой. Всего авторы статьи рассмотрели четыре сценария, которые могли бы описывать данную систему:

- нулевой: внешний компаньон является массивной планетой или коричневым карликом;

- первый: система KOI-1257 состоит из двух звезд, причем транзитная планета вращается вокруг главного компонента пары;

- второй: система KOI-1257 состоит из двух звезд, причем транзитная планета вращается вокруг второго (более тусклого) компонента пары;

- третий: транзитный кандидат KOI-1257.01 является маломассивной звездой, затмевающей второй компонент звездной пары (таким образом, вся система оказывается тройной звездой).

Тщательный анализ всех сценариев (с учетом как фотометрии Кеплера, так и измерения лучевых скоростей звезды Kepler-420 и изучения ее спектров высокого разрешения) привел авторов открытия к выводу, что с достоверностью ~98.7% справедливым является первый сценарий. Также есть некоторая вероятность (~0.93%), что справедлив нулевой сценарий. Остальные сценарии можно исключить (их достоверность менее 0.01%).

Итак, планета Kepler-420 b находится в двойной звездной системе и вращается вокруг главного компонента пары. Ее родительская звезда напоминает Солнце: ее масса оценивается в 0.99 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.13 ± 0.14 солнечных радиусов, спектральный класс G5 V соответствует звезде главной последовательности с высоким содержанием тяжелых элементов и возрастом 9.3 ± 3 млрд. лет.

Вторым компонентом пары является оранжевый карлик спектрального класса K6 V/K 7V массой 0.70 ± 0.07 солнечных масс и радиусом 0.68 ± 0.07 солнечных радиусов, чья светимость составляет всего около 9% светимости главного компонента. Звезды вращаются вокруг общего центра масс по эллиптической орбите с большой полуосью 5.3 ± 1.3 а.е. и эксцентриситетом 0.31 +0.37/-0.21, и делают один оборот за 3430 ± 1200 земных суток. Интересно, что наклонение орбиты звезд составляет всего 18.2 +18.0/-5.4°, т.е. орбита двух звезд расположена к нам практически плашмя.

В отличие от многих других планет в двойных системах, где орбиты планет лежат почти в той же плоскости, что и орбита родительских звезд, в системе Kepler-420 орбита планеты резко наклонена к орбите обоих компонентов звездной пары. Возможно, ее высокий эксцентриситет как раз и вызван гравитационным влиянием второго компонента (за счет механизма Козаи).

Авторы открытия подчеркивают, что наличие K-звезды в этой системе весьма вероятно, но еще не достоверно. Они надеются подтвердить ее существование или с помощью астрометрических наблюдений Гайи, или с помощью тщательного спектрального анализа в ближней ИК-области, где находятся спектральные линии, свойственные только звездам спектрального класса K. Однако свойства транзитного гиганта Kepler-420 b мало зависят от того, является ли внешний компонент в этой системе K-звездой или массивной планетой, так что его параметры определены достаточно надежно (в пределах указанных погрешностей).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.6172.pdf

 

 

25 июня 2014
GJ 832 c: суперземля в обитаемой зоне близкого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера, говорят о том, что небольшие планеты очень распространены, а планеты-гиганты, напротив, встречаются достаточно редко. Особенно это верно для звезд красных карликов. К настоящему моменту известно всего несколько планет-гигантов, вращающихся вокруг красных карликов по долгопериодическим орбитам, и еще меньше – планет-гигантов на тесных орбитах. В то же время распространенность небольших планет у M-звезд (нептунов, суперземель и планет земного типа), отнесенная к одной звезде, превышает единицу.

Особый интерес среди планетных систем красных карликов вызывают те, что по своему строению напоминают Солнечную систему. Планетная система считается похожей на Солнечную, если она включает в себя планеты-гиганты на широких орбитах с малым эксцентриситетом, и небольшие планеты, вращающиеся на малом расстоянии от своей звезды. Одной из таких планетных систем оказалась система близкого красного карлика GJ 832 (HD 204961).

Звезда GJ 832 удалена от нас на 4.94 ± 0.025 пк. Ее спектральный класс M1 V, масса оценивается в 0.45 ± 0.05 солнечных масс, светимость составляет (по данным разных авторов) 2.0-2.6% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Наблюдения за звездой GJ 832 ведутся уже более 15 лет, причем сразу на нескольких инструментах: с помощью спектрографа UCLES в рамках Англо-Австралийского планетного обзора (AAPS), с помощью спектрографа PFS на 6.5-метровом телескопе Магеллан II и с помощью спектрографа HARPS Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья (Чили).

В 2008 году рядом со звездой GJ 832 была обнаружена планета-гигант с минимальной массой (параметром m sin i) 0.64 ± 0.06 масс Юпитера и орбитальным периодом 3416 ± 131 земных суток (~9.4 лет). Планета вращалась вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 3.4 ± 0.4 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.11. Температурный режим гиганта грубо соответствовал температурному режиму Урана.

24 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию второй планеты в системе GJ 832. Авторы объединили данные о лучевых скоростях звезды, полученные всеми тремя спектрографами (UCLES, PFS и HARPS) в разное время, и обнаружили, что кроме долгопериодического колебания с полуамплитудой ~15.5 м/сек, соответствующего гиганту GJ 832 b, в данных есть еще одно колебание с периодом ~35.7 земных суток и полуамплитудой 1.6 м/сек. Дальнейший анализ показал, что это колебание не имеет корреляций с периодом вращения звезды вокруг своей оси или с различными периодами звездной активности, а значит, вызвано влиянием дополнительной планеты.

Минимальная масса планеты GJ 832 c оказалась равной 5.4 ± 1 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.162 ± 0.017 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.13, и делает один оборот за 35.68 ± 0.03 земных суток. Ее температурный режим очень близок к температурному режиму Земли! Однако записывать эту планету в потенциально обитаемые рано: из-за сравнительно высокой массы она наверняка окружена плотной протяженной атмосферой, приводящей к сильному парниковому эффекту. Таким образом, она должна больше напоминать Венеру, а может (при малом наклонении орбиты к лучу зрения), и теплый Нептун.

Помимо открытия внутренней планеты авторы статьи существенно уточнили параметры внешней. Ее орбитальный период немного увеличился (до 3657 ± 104 суток), а эксцентриситет орбиты несколько уменьшился (до 0.08 +0.02/-0.06). Большая полуось оказалась равной 3.56 ± 0.28 а.е.

Из-за своей близости к Солнцу система GJ 832 является прекрасной целью для будущих коронографических наблюдений. Наклонение орбиты внешнего гиганта определит астрометрическая миссия Гайя, что, в свою очередь, поможет определить истинные (а не минимальные) массы планет этой системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.5587.pdf

 

 

21 июня 2014
Пятипланетная система Kepler-238 (KOI-834)
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных открытий Кеплера в свое время стало обнаружение многочисленных компактных многопланетных систем, в которых 5-6 планет оказывались плотно упакованными глубоко внутри орбиты Меркурия. По сравнению с такими системами внутренняя часть Солнечной системы выглядит пустынной. Многие из планет в таких системах оказываются связанными орбитальными резонансами низких порядков, т.е. их периоды относятся друг к другу как простые целые числа (1:2, 3:2, 1:3 и т.д.)
Одной из таких систем стала 5-планетная система Kepler-238 (KOI-834, KIC 5436502).

Kepler-238 была представлена группой Кеплера в феврале 2014 года в числе других 340 систем, планетная природа транзитных кандидатов в которых была подтверждена статистическими методами. Кроме них, эту систему анализировал Се Цзивэй методом тайминга транзитов. Она является прекрасным примером компактной системы, содержащей планеты самых разных размеров и типов.

Звезда Kepler-238 по своей температуре напоминает Солнце, но по размерам несколько больше него (ее радиус оценивается в 1.43 ± 0.26 солнечных радиусов). Возможно, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды примерно на 6% превышает солнечную. Кроме того, Kepler-238 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.084), его можно оценить в ~1600 пк.

Кривая блеска Kepler-238 демонстрирует 5 транзитных сигналов с периодами 2.09, 6.15, 13.23, 23.65 и 50.44 земных суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом 1.73 ± 0.4, 2.39 ± 0.45, 3.07 ± 0.57, 8.26 ± 1.53 и 2.76 ± 0.52 радиусов Земли (считая от внутренней планеты к внешней). Внутренняя планета Kepler-238 b удалена от своей звезды всего на 0.034 а.е. и раскалена до 1327К (в предположении альбедо, равного 0.3, и эффективного переноса тепла на ночную сторону); скорее всего, она является планетой земного типа, т.е. состоит преимущественно из железа и скальных пород. Вторая планета Kepler-238 c удалена от звезды на 0.069 а.е. и нагрета до 931К, судя по размерам, она уже содержит заметную долю летучих. Третья планета Kepler-238 d также является мини-нептуном – она вращается на расстоянии 0.115 а.е. и нагрета до 722К. Четвертая планета Kepler-238 e , в отличии от первых трех, является планетой-гигантом (судя по размерам, чем-то вроде Сатурна). Она удалена от родительской звезды на 0.16 а.е., ее эффективная температура оценивается в 593К. Наконец, пятая планета Kepler-238 f – тоже мини-нептун, удаленный от звезды на 0.265 а.е. Сравните с Солнечной системой, в которой внутренняя планета Меркурий вращается на среднем расстоянии 0.387 а.е. от Солнца!

Две внешние планеты e и f близки к орбитальному резонансу 2:1 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить методом тайминга транзитов. К сожалению, поскольку эксцентриситеты орбит обеих планет не известны, можно получить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу «сатурна» Kepler-238 e составляет 188.5 масс Земли, верхний предел на массу внешней планеты Kepler-238 f – 5.53 масс Юпитера. Реальная масса этой планеты, конечно, гораздо меньше.

Почти наверняка в системе Kepler-238 есть и другие, не транзитные планеты. Наиболее массивные из них могут быть открыты в будущем методом измерения лучевых скоростей.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1309.2329v3.pdf
http://arxiv.org/pdf/1402.6534v1.pdf

 

 

18 июня 2014
Очень теплый гигант WASP-80 b: атмосфера солнечного состава и высотная дымка
прямая ссылка на эту новость

Прямое получение изображений, а тем более спектров внесолнечных планет – очень трудная задача, доступная только крупнейшим современным телескопам, и то только для горячих молодых планет, удаленных на десятки астрономических единиц от своих звезд. Однако существует сильный непрямой метод, позволяющий получать грубые спектры транзитных экзопланет. Если планета является транзитной, т.е. регулярно проходит по диску своей звезды и за звездой, то становится возможным измерить зависимость глубины транзита/вторичного минимума от длины волны, т.е. провести трансмиссионную/эмиссионную спектроскопию планеты. Подобные наблюдения уже были проведены для ряда горячих юпитеров, что позволило обнаружить в их составе натрий, водяной пар, метан и др. вещества.

12 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья японских астрономов, посвященная трансмиссионной спектроскопии транзитного очень теплого гиганта WASP-80 b. Эта планета была открыта в 2013 году в рамках наземного транзитного обзора SuperWASP, она интересна своей умеренной эффективной температурой (~800 K), глубоким транзитом (2.9%) и тем, что ее родительская звезда – сравнительно яркий (+11.9) оранжевый карлик спектрального класса K7 V. Японские астрономы сочли, что трансмиссионная спектроскопия WASP-80 b поможет определить типичные свойства умеренно нагретых планет-гигантов, более прохладных, чем обычные горячие юпитеры.

Наблюдения звезды WASP-80 проводились сразу на нескольких инструментах: на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма (Okayama Astrophysical Observatory), на 1.4-метровом телескопе Южно-Африканской обсерватории и на 50-сантиметровом телескопе MITSuME. Всего было изучено 5 транзитов, каждый в 3 или 4 спектральных полосах. Измеренная глубина транзитов на разных длинах волн сравнивалась с предсказаниями трех теоретических моделей планетной атмосферы: модели атмосферы солнечного химического состава с температурой 800К, модели с плотными облаками (плоский трансмиссионный спектр), и модели солнечного химического состава с высотной дымкой и температурой 600К.

В принципе, все модели неплохо описали экспериментальные данные, но ни одна не описала их точно. Так, предсказания первой модели (атмосфера солнечного химического состава с температурой 800К) отличаются от экспериментальных данных на 1.3 сигма, предсказания второй модели (плотные облака, плоский спектр) – на 1.1 сигма, предсказания третьей модели (атмосфера солнечного химического состава, высотная дымка, температура 600К) – на 0.92 сигма. Поскольку при температурах ниже 1000К термохимическое равновесие между метаном и угарным газом в атмосфере горячего гиганта смещается в сторону метана, это естественным образом приводит к появлению высотной дымки, состоящей из нелетучих углеводородов (толинов), образующихся в результате фотохимического разложения метана в атмосфере планеты под действием УФ-излучения звезды.


Трансмиссионный спектр планеты WASP-80 b. По оси абсцисс отложена длина волны в мкм, по оси ординат - отношение радиуса планеты к радиусу звезды. Цветными линиями показаны предсказания различных моделей: голубой линией - модели атмосферы солнечного химического состава при температуре 800К, серой линией - модели с плотными облаками, розовой линией - модели солнечного химического состава с высотной дымкой при температуре 600К. Квадратами, кружками, треугольниками и ромбами показаны данные наблюдений.

Авторы исследования призывают научное сообщество провести новые наблюдения планеты WASP-80 b на других длинах волн и с лучшим спектральным разрешением, чтобы уменьшить неопределенность и лучше определить параметры ее атмосферы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.3261.pdf

 

 

9 июня 2014
Многопланетная система CoRoT-24
прямая ссылка на эту новость

Европейский космический телескоп CoRoT вышел из строя более полутора лет назад, однако анализ данных, полученных этим инструментом, все еще продолжается. 6 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная описанию планетной системы CoRoT-24. Система включает в себя две транзитные планеты размерного класса нептунов и одну не транзитную планету-гигант.

Миссия CoRoT во многом оказалась в тени гораздо более успешной миссии NASA Kepler. Чуть менее, чем за 5 лет работы CoRoT`ом было обнаружено только два с половиной десятка планет, большинство из которых является горячими юпитерами. Меньшая апертура главного зеркала телескопа (27 см против 95 см у Кеплера) и сравнительно небольшое поле зрения стали причиной того, что большинство транзитных кандидатов CoRoT найдены у тусклых звезд (тусклее 14-15 звездной величины). Слабый блеск родительских звезд, в свою очередь, препятствует как обнаружению небольших планет (нептунов и суперземель), так и затрудняет последующее подтверждение планетной природы транзитных кандидатов.

Система CoRoT-24 интересна тем, что обе ее транзитные планеты имеют размерный класс нептунов, а также тем, что это многопланетная система. Для планетных систем Кеплера это совершенно обычная картина, но CoRoT, повторюсь, открывал в основном одиночные транзитные планеты-гиганты.

Итак, CoRoT-24 удалена от нас на 600 ± 70 пк. Это звезда главной последовательности спектрального класса K1 V, т.е. немного легче и холоднее Солнца. Ее масса оценивается в 0.91 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 40% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст системы оценивается в ~11 млрд. лет.

Кривая блеска CoRoT-24 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.1134 ± 0.0006 и 11.759 ± 0.0063 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.7 ± 0.4 и 5.0 ± 0.5 радиусов Земли. Европейские астрономы провели тщательный анализ данных, и практически исключили наличие астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию планет в этой системе (т.е. провели процедуру валидации).

Измерение лучевых скоростей звезды CoRoT-24, проведенное с помощью спектрографов HARPS (37 замеров) и HIRES (34 замера), позволило зафиксировать слабые колебания, вызванные гравитационным влиянием внешней планеты CoRoT-24 c. Масса внешней планеты оказалась равной 28 ± 11 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.3 +0.5/-0.4 г/куб.см. Таким образом, планета CoRoT-24 c является тяжелым нептуном. Ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 850 ± 80К.

Массу внутренней планеты CoRoT-24 b RV-методом определить не удалось. Был получен только верхний предел в 5.7 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на среднюю плотность планеты в 0.9 г/куб.см. Скорее всего, внутренняя планета CoRoT-24 b является представителем класса очень рыхлых планет с небольшой массой и протяженной водородно-гелиевой атмосферой, которых во множестве обнаружил космический телескоп им. Кеплера. Эффективная температура внутренней планеты оценивается в 1070 ± 140К.

Измерения лучевых скоростей родительской звезды позволили также обнаружить в этой системе не транзитную планету-гигант с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера и орбитальным периодом ~940 земных суток. Однако пока количества замеров лучевой скорости CoRoT-24 не хватает для точного определения ее параметров. Авторы открытия надеются, что звезда CoRoT-24 станет достойной целью для будущих наблюдений с помощью высокоточного спектрографа ESPRESSO на VLT.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.1270.pdf

 

 

5 июня 2014
Обнаружены две планеты у звезды Каптейна
прямая ссылка на эту новость

Звезда Каптейна (GJ 191, HD 33793, HIP 24186) удалена от нас на 3.91 пк. Это древний красный карлик спектрального класса М1 с очень низким содержанием тяжелых элементов (их в 7.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила). В 2003 году радиус звезды Каптейна был прямо измерен интерферометром и составил 0.291 ± 0.025 солнечных радиусов. Масса звезды оценивается в 0.281 ± 0.014 солнечных масс, возраст превышает 10 млрд. лет.

Звезда Каптейна является ближайшей к Солнцу звездой гало Галактики, сейчас она случайно пролетает сквозь галактический диск, но потом уйдет из него. Она движется относительно Солнца с очень высокой пространственной скоростью, достигающей 318 км/сек, с одной стороны, удаляясь от нас со скоростью 245.2 ± 0.1 км/сек, а с другой, перемещаясь поперек луча зрения со скоростью 202.3 км/сек. Это приводит к очень быстрому собственному движению – 8.67 угловых секунд в год. Еще быстрее по небесной сфере движется только звезда Барнарда.

4 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию у звезды Каптейна двух небольших планет. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей, причем для построения фазовой кривой использовались данные, полученные сразу на трех спектрографах – HARPS, HIRES и PFS. Всего было получено 104 замера лучевой скорости этой звезды – 66 на HARPS, 30 на HIRES и 8 на PFS.

Фазовые кривые внутренней (вверху) и внешней (внизу) планеты системы HD 33793. Красными кружками показаны замеры лечевой скорости звезды, полученные на HARPS, серыми ромбами - замеры на HIRES, голубыми квадратами - на PFS. Достаточно высокие погрешности единичных замеров, полученные на HIRES, объясняются тем, что на Гавайях, где расположена обсерватория имени Кека и спектрограф HIRES, звезда Каптейна никогда не поднимается над горизонтом выше 26°.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 33793 b оценивается в 4.8 ± 1 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.168 +0.006/-0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.21 ± 0.11, и делает один оборот за 48.616 ± 0.036 земных суток. Температурный режим этой суперземли близок к температурному режиму Марса, что, с учетом возможной плотной атмосферы и парникового эффекта в ней, позволяет говорить о потенциальной обитаемости HD 33793 b. Впрочем, при малом наклонении орбиты к лучу зрения истинная масса этой планеты может оказаться гораздо выше минимальной, и тогда она окажется скорее нептуном или мини-нептуном.

Минимальная масса внешней планеты HD 33793 c достигает уже 7.0 +1.2/-1.0 земных масс. Она вращается вокруг звезды Каптейна на среднем расстоянии 0.311 +0.038/-0.014 а.е., и делает один оборот за 121.54 ± 0.25 земных суток. Эксцентриситет орбиты внешней планеты также довольно умеренный: 0.23 +0.10/-0.12, ее температурный режим соответствует температурному режиму внешнего края Главного пояса астероидов в Солнечной системе. Скорее всего, и эта планета – небольшой нептун.

Авторы статьи подчеркивают, что открытие планетной системы у древней звезды гало чрезвычайно важно, поскольку она является представителем самых первых планетных систем Галактики и Вселенной в целом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.0818v1.pdf

 

 

2 июня 2014
Kepler-10 c: железокаменная планета с массой Нептуна
прямая ссылка на эту новость

Планетная система Kepler-10 (KOI-72) – одна из первых, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Она включает в себя две транзитные планеты с периодами 0.8375 и 45.3 земных суток, внутренняя из которых (Kepler-10 b) явилась первой планетой земного типа, открытой Кеплером (в 2011 году). При радиусе ~1.4 радиуса Земли масса Kepler-10 b, определенная методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HIRES, составила 4.56 ± 1.3 земных масс. Это приводило к средней плотности 8.8 +2/-3 г/куб.см., что, в свою очередь, означало железокаменный состав этой планеты. Kepler-10 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.5 звездных радиусов и делает один оборот примерно за 20 часов 6 минут, ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и эффективного переноса тепла на ночную сторону) достигает 2169 +96/-44К.

Планетная природа внешнего кандидата три года назад была подтверждена статистическими методами, путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и приводить к ложному открытию. Массу планеты Kepler-10 c тогда измерить не удалось, был получен только верхний предел – 20 масс Земли.

Чтобы уточнить параметры обеих планет в этой системе, были проведены интенсивные наблюдения звезды Kepler-10 на 3.57-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG) с помощью спектрографа Северный HARPS. С начала наблюдений в августе 2012 года было получено 148 замеров лучевой скорости Kepler-10 с погрешностью единичного замера 1.5-2 м/сек. Эти наблюдения позволили существенно уточнить массу внутренней планеты и определить массу внешней.

И вот тут исследователей ожидал сюрприз. Масса планеты Kepler-10 c оказалась равной 17.2 ± 1.9 масс Земли, т.е. сравнимой с массой Нептуна. При этом ее радиус составил 2.35 +0.09/-0.04 радиуса Земли, что приводит к средней плотности 7.1 ± 1 г/куб.см! Это делает Kepler-10 c одной из самых тяжелых планет земного типа, известных на данный момент. При этом планета Kepler-10 c нагрета весьма умеренно – ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 584 +50/-17К. Помимо железа и силикатов в состав Kepler-10 c должно входить также от 5 до 20% летучих (скорее всего, воды).

Интересно, что Kepler-10 c – не единственная массивная планета земного типа, обнаруженная Кеплером. Так, близкими свойствами обладает планета Kepler-131 b (масса 16.1 ± 3.5 масс Земли, радиус 2.4 ± 0.2 радиусов Земли, орбитальный период ~16 суток).


Планеты с радиусами меньше 4 радиусов Земли, для которых масса известна с точностью выше 30%, на плоскости «масса-радиус». Планеты, чьи массы определены методом лучевых скоростей, показаны кружками (планеты системы Kepler -10 – квадратами). Планеты, чьи массы определены методом тайминга транзитов, показаны треугольниками. Также показаны линии равной плотности и теоретические зависимости масса-радиус для чисто железных, чисто каменных и чисто водных планет.

Открытие массивных железокаменных планет, равно как и очень «рыхлых» маломассивных газовых планет, демонстрирует удивительное разнообразие планетных систем.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.7881.pdf

 

 

26 мая 2014
Измерена температура дневного и ночного полушария Осириса
прямая ссылка на эту новость

Горячий гигант Осирис (HD 209458 b) был открыт еще в 1999 году методом измерения лучевых скоростей, а в следующем, 2000-м году, были обнаружены его транзиты по диску родительской звезды. Из-за яркости звезды (ее видимая звездная величина +7.65 в видимом свете и +6.3 в спектральной полосе K) эта система неоднократно наблюдалась целым рядом наземных и космических телескопов в самых разных диапазонах электромагнитного спектра от УФ до дальнего ИК. На данный момент Осирис является одним из наиболее изученных и близких к нам горячих юпитеров.

26 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья Роберта Зеллема (Robert T. Zellem) с коллегами, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе HD 209458 на волне 4.5 мкм с помощью космического телескопа им. Спитцера. Вторичный минимум на кривой блеска звезды возникает тогда, когда транзитная планета заходит за звездный диск, и общий блеск системы слегка уменьшается. Измерение глубины вторичного минимума на разных длинах волн позволяет определить как альбедо планеты (при наблюдениях в оптическом диапазоне), так и температуру ее дневного полушария (при наблюдениях в ИК).

Авторы статьи провели наблюдения системы HD 209458 непрерывно на протяжении 96.55 часов (с 17 по 21 января 2010 года). Они получили полную фазовую кривую (т.е. охватили наблюдениями полный орбитальный период Осириса, составляющий всего 3.52475 земных суток). Это позволило им не только зафиксировать транзит и два вторичных минимума, но и измерить слабые колебания блеска системы, вызванные сменой фаз Осириса.

Кривая блеска системы HD 209458, измеренная Спитцером на волне 4.5 мкм. Видны два вторичных минимума, один транзит, а также плавное изменение полного блеска системы, вызванное сменой фаз Осириса. Всплеск при фазе ~ 0.2 вызван активностью звезды.

Глубина вторичного минимума оказалась равной 0.139 ± 0.007%, что на 35% больше, чем было измерено в 2008 году в том же спектральном диапазоне (разница составила 4.4 сигма). При этом отношение радиуса планеты к радиусу звезды авторы исследования оценили в 0.1213 ± 0.0003, что находится в очень хорошем согласии с предыдущими оценками (0.12174 ± 0.00056). Измерение фазовой кривой позволило оценить температуру дневного и ночного полушарий HD 209458 b. В отличии от прошлых измерений, согласно которым оба полушария Осириса являются равномерно раскаленными, группа Зеллема нашла, что температура дневного полушария достигает 1499 ± 15К, а температура ночного – лишь 972 ± 44К. При этом самая высокая температура на диске планеты («горячее пятно») наблюдается не в подзвездной точке, а сдвинуто от нее на 41 ± 6° восточнее. Последний результат находится в хорошем согласии с предсказаниями моделей горячих гигантов, согласно которым ураганные ветра, дующие вдоль экватора таких планет, сдувают наиболее горячий газ вдоль направления своего течения.

Причина столь резкого изменения картины глобального нагрева Осириса по сравнению с 2007-2008 годами пока не известна. Возможно, дело в систематических погрешностях во время старых наблюдений, а возможно, мы наблюдаем реальную смену погоды на планете HD 209458 b. Решить, какая версия ближе к истине, помогут будущие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.5923.pdf

 

 

21 мая 2014
Альбедо горячих суперземель выше, чем альбедо горячих юпитеров
прямая ссылка на эту новость

Когда транзитная планета в своем орбитальном движении заходит за звезду, суммарный блеск системы слегка уменьшается. Это явление называется вторичным минимумом, или «антитранзитом». Измерение глубины вторичного минимума позволяет определить альбедо дневного полушария транзитной планеты, а также его температуру. Измерения глубины вторичных минимумов ряда горячих юпитеров показало, что большинство из них имеет низкое альбедо (6-10%), хотя встречаются и «яркие» исключения с альбедо до 40-50% (например, планета HAT-P-7 b с альбедо 0.58 ± 0.05, или Kepler-7 b с альбедо 0.32 ± 0.03). Предполагается, что низкое альбедо большинства горячих гигантов обусловлено «мутностью», непрозрачностью их атмосфер, вызванной поглощением света атомами натрия и калия, при отсутствии облаков. Высокое альбедо некоторых горячих юпитеров, напротив, может быть объяснено наличием силикатных облаков, которыми те окутаны.

16 мая 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Брюса-Оливера Демори (Brice-Olivier Demory), посвященная измерению альбедо горячих суперземель. Демори воспользовался кривыми блеска, полученными космическим телескопом им. Кеплера за первые 13 наблюдательных кварталов (с мая 2009 по июнь 2012 года). Он отобрал транзитные кандидаты из каталога KOI, чей период не превышал 10 земных суток, радиус был меньше 2.25 радиусов Земли, и которые еще не были идентифицированы как ложные открытия (всего 97 кандидатов с эффективными температурами от 1200 до 2800К). Для каждого из них Демори поискал в кривых блеска признаки вторичного минимума. Слишком глубокий вторичный минимум (соответствующий альбедо планеты, явно большему единицы) означал, что кандидат является ложным открытием (близкой затменно-переменной двойной фона, а не планетой), таких обнаружилось 3 штуки. Кроме того, Демори выкинул из своей выборки кандидаты с низким отношением сигнал/шум, у которых вторичный минимум не был обнаружен. При этом кандидаты с высоким отношением сигнал/шум и отсутствующим вторичным минимумом, для которых можно было получить осмысленные верхние пределы на альбедо, были оставлены для рассмотрения.

Окончательно, выборка Демори составила 27 транзитных кандидатов. Для 18 из них альбедо оказалось совместимо с нулем (в пределах 1 сигма), для 9 – оказалось довольно высоким.


Рис. 1. Горячие суперземли из выборки Демори. Слева – зависимость количества отобранных кандидатов от их орбитального периода, справа – аналогичная зависимость от радиуса кандидата. Розовым цветом показаны кандидаты с нулевым альбедо (в пределах 1 сигма), синим цветом – яркие кандидаты с высоким альбедо.

Интересно, что у некоторых транзитных суперземель альбедо оказалось очень высоким. Так, у горячей суперземли Kepler-10 b (KOI-72.01) альбедо оценивается в 0.56 +0.09/-0.10, а у планеты Kepler-93 b (KOI-69.01) – даже в 0.88 +0.48/-0.34! Среднее альбедо горячих суперземель (0.16-0.30) оказалось заметно выше среднего альбедо горячих юпитеров (0.06-0.11).

Рис. 2. Измеренная яркостная температура планет в сравнении с их эффективной температурой. Кружками показаны суперземли с измеренным альбедо, треугольниками – планеты-гиганты. Серым цветом показаны суперземли, для которых получен только верхний предел на альбедо. Красной линией показана равновесная температура в случае нулевого альбедо и неэффективного переноса тепла на ночную сторону планеты, синей линией – то же самое, но в случае эффективного теплопереноса (когда планета нагрета равномерно). Зеленым кружком показана планета Kepler-10 b.

Высокое альбедо горячих суперземель может быть вызвано как облаками в их атмосфере, так и эффективным отражением света от океанов расплавленной лавы, покрывающих их дневное полушарие. Высокое альбедо Kepler-10 b, скорее всего, объясняется именно лавовым океаном. Однако для планеты Kepler-93 b с эффективной температурой около 1200К это объяснение не подходит.

Рис. 3. Зависимость разницы между яркостной и эффективной температурой (обусловленной отражением света звезды) от эффективной температуры кандидатов. Как и на рис. 2, кружками показаны суперземли с измеренным альбедо, треугольниками – планеты-гиганты, зеленым кружком – планета Kepler-10 b, серым цветом – суперземли с верхним пределом на альбедо. Черный кружок в верхнем левом углу – планета Kepler-93 b.

Суперземли с высоким альбедо станут привлекательной целью как для будущих фотометрических миссий (например, CHEOPS и PLATO), так и для спектральных наблюдений с помощью телескопа E-ELT.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.3798.pdf

 

 

19 мая 2014
С высокой точностью измерены радиус и масса горячей земли Kepler-93 b
прямая ссылка на эту новость

Особенность транзитного метода поиска и изучения экзопланет состоит в том, что радиус транзитной планеты измеряется не непосредственно, а в долях радиуса звезды (поскольку глубина транзита определяется величиной (Rpl/Rstar)2). Поэтому для определения параметров планет критически важно знать параметры родительской звезды. Погрешности в определении радиуса звезды неизбежно отражаются погрешностями в определении радиусов планет, что, в свою очередь, затрудняет определение их средней плотности и химического состава.

Мощным методом изучения свойств родительских звезд является астросейсмология. Фотосфера любой звезды испытывает радиальные и не радиальные колебания, спектр которых зависит от распределения плотности в звездных недрах. Изучение этих колебаний позволяет определить среднюю плотность звезды с точностью ~1% и возраст с точностью ~10%. Однако поскольку для астросейсмологических исследований необходима точность фотометрии около 10 ppm и плотные ряды наблюдений (с регулярностью получения фотометрических замеров порядка 1 минуты), этот метод приложим только к достаточно ярким звездам.

Одной из таких звезд, идеально подходящих для астросейсмических наблюдений, стала звезда Kepler-93 (KOI-69). Ее видимая звездная величина достигает +9.93, кривая блеска, полученная в «короткой моде» Кеплера (той, в которой измерение блеска происходит каждые 58.5 секунд), позволила получить качественный спектр колебаний фотосферы. А это, в свою очередь, позволило существенно уточнить как параметры самой звезды, так и ее транзитной планеты.

Итак, Kepler-93 – солнцеподобная звезда немного легче и холоднее Солнца. Ее масса оценивается в 0.911 ± 0.033 солнечных масс, радиус – в 0.919 ± 0.011 солнечных радиусов, возраст звезды по данным астросейсмических измерений составляет 6.6 ± 0.9 млрд. лет. Исключительная точность в определении радиуса звезды совместно с высочайшей точностью фотометрии, полученной «Кеплером», позволили очень точно определить радиус этой планеты: 1.481 ± 0.019 радиусов Земли (т.е. с погрешностью всего в 120 километров!)

Измерение лучевой скорости звезды на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES дало возможность сначала оценить, а потом и существенно уточнить массу планеты Kepler-93 b. В феврале 2014 года Калифорнийская группа оценивала массу Kepler-93 b в 2.59 ± 2.0 масс Земли. Неопределенность была так велика, что с уверенностью можно было говорить лишь о верхнем пределе на массу планеты, равном 4.4 земных масс. Однако с тех пор было получено 14 новых замеров лучевой скорости родительской звезды, и массу планеты удалось оценить гораздо точнее: 3.8 ± 1.5 масс Земли. Это, в свою очередь, дало неплохую оценку средней плотности Kepler-93 b – 6.3 ± 2.6 г/куб.см, и позволило сделать первые оценки ее химического состава.

Транзитные планеты, чей радиус не превышает 2 радиуса Земли, на плоскости масса-радиус. Красным цветом выделена планета Kepler-93 b. Овалами показаны доверительные интервалы параметров планет с достоверностью 1 сигма. Цветными линиями показаны теоретические зависимости масса-радиус для чисто водных, чисто силикатных, чисто железных планет, а также планет смешанного состава.

Как мы видим из диаграммы, скорее всего, Kepler-93 b является планетой земного типа, хотя не исключается и примесь воды, а также плотная протяженная атмосфера из тяжелых газов. Если же Kepler-93 b лишена заметной атмосферы, то она состоит на 12.5% из железа и на 87.5% из силикатов.
Эффективная температура планеты оценивается в 1037 ± 13К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.3659v1.pdf

 

 

15 мая 2014
Массивная планета у оранжевого гиганта сигма Персея
прямая ссылка на эту новость

Корейские астрономы из обсерватории Похёнсан продолжают радовать нас своими открытиями. 9 мая 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась их новая статья, посвященная обнаружению планеты-гиганта у яркой звезды сигма Персея. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Начиная с 2003 года, корейские астрономы занимаются поиском планет у ярких оранжевых гигантов спектральных классов позднего G, K и М. Наблюдения ведутся на 1.8-метровом телескопе обсерватории Похёнсан (Bohyunsan Optical Astronomy Observatory) с помощью эшелле-спектрографа BOES. Эта научная группа уже обнаружила несколько массивных планет у ярких звезд, например, буквально на днях было объявлено об открытии трех планет у звезд бета Рака, мю Льва и бета Малой Медведицы.

Наблюдения оранжевого гиганта сигма Персея ведутся уже более 11 лет, за это время получен 71 замер лучевой скорости этой звезды с типичной погрешностью 6-10 м/сек.

Итак, сигма Персея (HD 21552, HR 1052, HIP 16335) удалена от нас на 110 ± 3.5 пк. Это оранжевый гигант спектрального класса K3 III, чья масса оценивается в 2.25 ± 0.5 солнечных масс, радиус достигает 28 солнечных радиусов, а светимость превышает солнечную примерно в 328 раз. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты сигма Персея b оценивается в 6.1 ± 1 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.8 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.1, и делает один оборот за 580 ± 2.4 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды тепловой режим планеты соответствует горячим юпитерам.

Глядя на свойства уже известных планет у оранжевых гигантов, можно решить, что все они очень массивны, и что других планет у звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс) попросту нет. Но тут очень важно учитывать эффекты наблюдательной селекции. Акустический шум, производимый подвижными протяженными атмосферами оранжевых гигантов, во много раз превышает аналогичный шум, создаваемый колебаниями GK-звезд главной последовательности. Если точность измерения лучевой скорости спокойных G- и K-карликов достигает 1-3 м/сек, то у гигантов она редко бывает лучше 7-8 м/сек, кроме того, приходится учитывать вклад долговременных колебаний фотосферы звезд-гигантов. Все это приводит к тому, что RV-сигналы маломассивных планет (суперземель, нептунов и даже аналогов Сатурна) полностью теряются в этом шуме, оставляя исследователям, как верхушку айсберга, лишь массивные планеты с массой в несколько масс Юпитера. Почти наверняка планетные системы звезд промежуточной массы столь же разнообразны и богаты, как планетные системы более легких звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.2130v1.pdf

 

 

14 мая 2014
Открыты массивные планеты-гиганты у ярких звезд бета Рака, мю Льва и бета Малой Медведицы
прямая ссылка на эту новость

Группа корейских астрономов из обсерватории Похёнсан (Bohyunsan) уже более 10 лет мониторит лучевые скорости нескольких десятков ярких оранжевых и красных гигантов с помощью эшелле-спектрографа BOES. Периодически они объявляют об открытии очередной порции планет – как правило, массивных планет-гигантов на широких орбитах. Не стала исключением и их новая работа, посвященная обнаружению массивных планет у трех звезд, видимых невооруженным глазом: бета Рака, мю Льва и бета Малой Медведицы.
Когда-то, будучи на главной последовательности, все эти звезды имели спектральный класс A или ранний F (такие звезды относят к звездам промежуточной массы – 1.3-3 солнечных масс). Замечу, что у звезд спектральных классов, более ранних, чем F5, поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд сильно затруднен из-за быстрого вращения и отсутствия в спектре тонких линий. Однако после схода с главной последовательности и превращения звезды в оранжевый или красный гигант ее радиус увеличивается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, позволяющие измерять ее лучевую скорость с приемлемой точностью (5-10 м/сек).
Все три новые планеты укладываются в закономерность, подмеченную для планет у звезд промежуточной массы: они массивны и расположены на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом.

Итак, бета Рака (HD 69267, HIP 40526, HR 3249) – оранжевый гигант спектрального класса K4 III, прекрасно видный невооруженным глазом (его видимая звездная величина +3.52). Масса звезды оценивается в 1.7 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 49.0 ± 4.2 солнечных радиусов, светимость в 785.7 раза превышает солнечную. Бета Рака отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их почти в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды составляет 1.85 ± 0.34 млрд. лет.
На обсерватории Похёнсан было сделано 85 замеров лучевой скорости этого яркого оранжевого гиганта.
Планета, обнаруженная корейскими учеными рядом с бета Рака, весьма массивна – ее минимальная масса (параметр m sin i) оценивается в 7.8 ± 0.8 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.7 ± 0.1 а.е. и делает один оборот за 605 ± 4 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды температурный режим бета Рака b соответствует горячим юпитерам. Если наклонение орбиты этого объекта к лучу зрения окажется меньше 37° (сейчас оно неизвестно), истинная масса бета Рака b превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом.

Мю Льва (HD 85503, HIP 48455, HR 3905) – еще один оранжевый гигант спектрального класса K2 III. Его масса примерно в полтора раза превышает солнечную, радиус оценивается в 11.4 ± 0.2 солнечных, светимость – в 62.6 больше светимости нашей дневной звезды. В отличие от бедной тяжелыми элементами беты Рака, мю Льва, напротив, ими очень богата – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 3.35 ± 0.7 млрд. лет.
Корейскими астрономами было получено 103 замера лучевой скорости мю Льва.
Минимальная масса планеты мю Льва b составляет 2.4 ± 0.4 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.1 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.06, и делает один оборот за 357.8 ± 1.2 земных суток. Эта планета также сильно нагрета звездным светом (хотя и не так сильно, как бета Рака b) – она попадает в диапазон очень теплых планет.

Бета Малой Медведицы, или Кохаб (HD 131873, HIP 72607, HR 5563) является самой яркой звездой из представленного корейскими астрономами трио – ее видимая звездная величина достигает +2.08! Звезда отличается необычным химическим составом – в ее спектре присутствуют сильные линии однократно ионизированного бария, при этом общее содержание металлов в 1.8 раза ниже, чем в составе Солнца. Масса беты Малой Медведицы оценивается в 1.4 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 42 ± 1 солнечных радиусов, светимость в 537 раз превышает светимость Солнца. Возраст звезды достаточно неопределенно оценивается в 2.95 ± 1.03 млрд. лет.
Всего было сделано 78 замеров лучевой скорости звезды бета Малой Медведицы.
Планета бета Малой Медведицы b также оказалась весьма массивной – ее минимальная масса достигает 6.1 ± 1 масс Юпитера. Объект вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.19 ± 0.02 а.е., и делает один оборот за 522 ± 3 земных суток. Из-за заметного эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.13 а.е. в перицентре до 1.67 а.е. в апоцентре, т.е примерно в полтора раза. Температурный режим планеты также соответствует горячим юпитерам.
Если наклонение орбиты беты Малой Медведицы b окажется меньше 28°, ее истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и она окажется легким коричневым карликом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.2127v1.pdf

 

 

9 мая 2014
О распространенности планет-гигантов больших и малых масс у звезд красных карликов
прямая ссылка на эту новость

Как часто встречаются планеты-гиганты у звезд красных карликов? Интересно, что различные методы поиска экзопланет дают совершенно разные ответы на этот вопрос. Если пользоваться методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, то окажется, что планеты-гиганты у маломассивных звезд встречаются достаточно редко. По данным RV-обзора на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS, величина d2N/(d log (mp sin i) d log a), где mp – масса планеты, a – большая полуось ее орбиты, оценивается в 0.0080 +0.0077/-0.0043 для орбитальных периодов короче 2000 земных суток и планет с массами (точнее, параметром m sin i) больше 100 масс Земли. Другой RV-обзор (California Planet Survey) дает похожие цифры – 0.0085 ± 0.0041 для периодов короче 2000 суток и минимальных масс больше 150 масс Земли.

Однако по данным, полученным методом гравитационного микролинзирования, распространенность планет-гигантов у маломассивных звезд в несколько раз выше. Так, если учитывать планеты с массами от 10 до 3000 масс Земли и орбитальные периоды от 560 до 5600 земных суток, величина d2N/(d log (mp sin i) d log a) составит 0.36 ± 0.15.

В чем же причина такого явного рассогласования?

1 мая в Архиве электронных препринтов появилось сразу две работы Кристиана Клэнтона (Christian Clanton) и Скотта Гауди (B. Scott Gaudi), посвященные изучению этого вопроса. Ученые проанализировали возможность регистрации текущими RV-обзорами тех планет-гигантов, что были обнаружены методом гравитационного микролинзирования. Они нашли, что типичная планета-гигант у звезды красного карлика с массой ~0.5 солнечных имеет массу ~0.26 масс Юпитера, орбитальный период около 7 лет, и наводит на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой около 5 м/сек. Казалось бы, этого достаточно для регистрации (лучшие наземные спектрографы типа HARPS и HIRES обеспечивают точность измерения лучевой скорости у спокойных ярких звезд ~1 м/сек). Однако если учитывать и акустический шум звезд, вызванный их собственной активностью, а также тусклость большинства родительских звезд – красных карликов, то оказывается, что многие относительно маломассивные планеты-гиганты (субсатурны и тяжелые нептуны), обнаруженные методом микролинзирования, оказываются под порогом обнаружения методом измерения лучевых скоростей.

Проведя подробный математический анализ, Клэнтон и Гауди нашли, что распространенность тяжелых планет-гигантов с массами от 1 до 13 масс Юпитера и орбитальными периодами от 1 до 104 земных суток у М-звезд составляет 0.029 +0.013/-0.015, что примерно в 4.3 раза меньше, чем аналогичная величина у FGK-звезд (0.11 ± 0.02). Если учитывать также субсатурны и тяжелые нептуны, т.е. планеты с массой выше 30 масс Земли, то распространенность сразу возрастает до 0.15 +0.06/-0.07, что всего в ~2.2 раза меньше, чем аналогичная величина у FGK-звезд (0.31 ± 0.07). Окончательно, распространенность планет с массами от 1 до 104 масс Земли и орбитальными периодами от 1 до 104 земных суток составляет 1.9 ± 0.5 (т.е. каждая М-звезда в среднем имеет примерно две такие планеты).

От себя добавлю, что данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера, позволили обнаружить планетные системы у звезд красных карликов, включающие в себя по несколько небольших планет с размерами меньше или порядка земного (например, Kepler-42 или Kepler-186). Это говорит о том, что реальная распространенность планет у М-звезд еще в несколько раз выше, чем нашли Клэнтон и Гауди (за счет небольших планет с массой меньше массы Земли).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1404.7495.pdf
http://arxiv.org/pdf/1404.7500.pdf

 

 

6 мая 2014
GU Psc b: массивная планета у молодого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Список экзопланет, чьи прямые изображения были получены с помощью крупнейших наземных телескопов, пополнился еще одним членом. В майском номере журнала  The Astrophysical Journal была опубликована статья, посвященная открытию массивной горячей планеты у молодого красного карлика GU Рыб. 

GU Рыб – молодая переменная звезда спектрального класса M3 V, входящая в состав ассоциации AB Золотой Рыбы, чей возраст оценивается в 70-130 млн. лет. Расстояние до звезды близко к 54 пк. На инфракрасных снимках окрестностей этой звезды, полученных с помощью камеры GMOS телескопа Северный Gemini, был обнаружен слабый очень красный компаньон спектрального класса Т3.5±1, удаленный от своей звезды на 42 угловые секунды (~2000 а.е. в проекции на небесную сферу), но движущийся вместе с ней. Температура объекта составляет 1000-1100К.

Сравнение характеристик объекта (спектра, светимости и температуры) с моделями коричневых карликов показало, что его масса равна 9-13 масс Юпитера, т.е. попадает в диапазон планетных масс. Однако формирование этого объекта явно происходило по звездному механизму. Малое отношение масс планеты и звезды (примерно 1:30) и непомерно большое расстояние между ними говорит о том, что, скорее всего, GU Psc b сконденсировалась непосредственно из ядра газопылевого облака. Таким образом, с точки зрения динамической эволюции система GU Psc больше напоминает маломассивную двойную звезду с большим отношением масс компонент, нежели классическую планетную систему с планетой, образовавшейся в протопланетном диске.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/0004-637X/787/1/5/
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=GU+PSC&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id

 

 

3 мая 2014
Система Kepler-132: три планеты, две звезды
прямая ссылка на эту новость

Иногда астрономам, работающим с данными «Кеплера», приходится распутывать настоящие головоломки. Одной из таких головоломок стала система Kepler-132 (KOI-284). Согласно фотометрическим данным, солнцеподобная звезда G0-класса и радиусом около 1.18 солнечных демонстрировала три транзитных сигнала с периодами (внимание!) 6.1782, 6.4149 и 18.0102 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.21, 1.28 и 1.55 радиусов Земли.

Близость орбитальных периодов двух внутренних планет по третьему закону Кеплера с неизбежностью означает близость больших полуосей их орбит. Внутренняя планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.067 а.е., а средняя – на расстоянии 0.068 а.е. Никакого орбитального резонанса между ними нет, а значит, планеты будут регулярно сближаться до расстояния 0.001 а.е. (150 тысяч километров!) Это однозначно делает систему динамически неустойчивой.

Но, быть может, одна из планет является ложным открытием, и транзитный сигнал на кривой блеска звезды вызван вовсе не планетой, а, скажем, близкой затменно-переменной двойной фона?

24 июня 2010 года окрестности звезды Kepler-132 наблюдал телескоп им. Кека, снабженный системой адаптивной оптики. На снимках Кека звезда Kepler-132 разрешилась на два компонента почти равного блеска и температуры, разделенных угловым расстоянием 0.9 угловых секунд, что при расстоянии до системы ~500 пк означало линейное расстояние в ~450 а.е. (в проекции на небесную сферу).

Лучевые скорости звезд отличались друг от друга на 0.94 ± 0.1 км/сек. При этом две звезды солнечной массы, разделенные расстоянием 450 а.е. и вращающиеся вокруг общего центра масс по круговой орбите, двигались бы со скоростью около 2 км/сек. Все это означало, что оба компонента физически связаны и входят в состав широкой звездной пары.

Теперь строение «невозможной» планетной системы стало чуть более понятно.
Планеты с периодами 6.1782 и 6.4149 земных суток явно вращаются вокруг разных звезд пары (но какая вокруг какой – до сих пор не ясно). Третья планета вращается вокруг одной из звезд, но тоже не ясно, вокруг какой именно.

С учетом двойственности звезды Kepler-132 (фактически мы наблюдаем две кривых блеска, наложенных друг на друга), радиусы всех трех планет также подверглись пересмотру. Если бы планеты вращались вокруг западного компонента пары (температура фотосферы 5963 ± 100К, радиус 1.13 ± 0.22 солнечных радиусов), то их радиусы были бы равны (от внутренней планеты к внешней) 1.55 ± 0.31, 1.67 ± 0.34 и 2.18 ± 0.44 радиусов Земли. Если бы планеты вращались вокруг восточного компонента пары (температура фотосферы 5792 ± 100К, радиус 1.07 ± 0.24 солнечных радиусов), то их радиусы были равны 1.62 ± 0.37, 1.73 ± 0.40 и 2.28 ± 0.52 радиусов Земли. Вращаться вокруг одной из звезд все три планеты не могут, но какая из планет какой звезде принадлежит, пока не известно.

Будущие наблюдения (в том числе анализ тайминга транзитов и тщательное измерение лучевых скоростей обеих звезд пары) помогут восстановить точное строение этой интересной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1402.6352v1.pdf

 

 

28 апреля 2014
«Закрывается» двухпланетная система HD 41248
прямая ссылка на эту новость

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд – один из наиболее плодотворных методов поиска внесолнечных планет, однако и он нередко дает досадные сбои. Получив дополнительные 162 замера лучевой скорости звезды HD 41248 с помощью спектрографа HARPS к уже имеющимся 62-м замерам, европейские астрономы нашли, что 25-суточный период колебаний лучевой скорости связан не с наличием планеты, а с периодом вращения самой звезды. 18-суточный период колебаний после получения новых данных вообще не подтвердился. 25 апреля 2014 года статья об этом была опубликована в Архиве электронных препринтов.

Таким образом, делают вывод авторы исследования, вместо двухпланетной системы с двумя нептунами, находящимися в орбитальном резонансе 7:5, перед нами просто активная звезда с дифференциальным вращением и большим количеством пятен.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1404.6135.pdf

 

 

23 апреля 2014
OGLE-2008-BLG-355L b: массивная планета у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

27 марта 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию методом гравитационного микролинзирования планеты OGLE-2008-BLG-355L b. К сожалению, из анализа кривой блеска события микролинзирования достаточно точно было определено только отношение массы планеты к массе звезды q = 0.0118 ± 0.0006 и расстояние между ними в долях радиуса Эйнштейна: 0.877 ± 0.010. Для определения масс планеты и звезды по отдельности, а также физического расстояния между компонентами, пришлось воспользоваться моделью Галактики и оценить многие величины из статистических соображений.

Событие микролинзирования OGLE-2008-BLG-355 было замечено обзорами OGLE и MOA в июне 2008 года на богатом звездном поле в созвездии Стрельца (в базе MOA это событие получило наименование MOA-2008-BLG-288). Однако получение качественной кривой блеска было осложнено наличием ярких звезд на малом угловом расстоянии от звезды-источника. Первоначальный анализ данных, включавший в себя только фотометрические замеры OGLE (всего 336 замеров), привел к построению неточной модели с отношением масс компонент q = 0.106 (и к выводу, что компаньоном звезды-линзы является коричневый карлик). Включение в анализ 1112 фотометрических замеров MOA привело к пересмотру модели и уточнению параметров системы звезды-линзы.

Важным шагом также явилось вычисление относительной угловой скорости звезды-линзы и звезды-источника – 3.06 ± 0.37 угловых миллисекунд в год. Это позволило оценить расстояние до звезды линзы – 6.8 ± 1.1 кпк. Звезда-линза находится в балдже Галактики, ее массу оценили в 0.37 +0.30/-0.17 солнечных масс. Иначе говоря, перед нами – типичный красный (возможно, поздний оранжевый) карлик, рядом с которым находится неожиданно массивная планета-гигант (ее масса составляет 4.6 +3.7/-2.2 масс Юпитера). Расстояние между планетой и звездой (в проекции на небесную сферу) составило 1.7 ± 0.3 а.е.

Наличие массивной планеты у сравнительно легкой звезды представляет собой серьезный вызов теории образования планет-гигантов путем аккреции на ядро. Возможно, планета OGLE-2008-BLG-355L b образовалась путем гравитационной неустойчивости в массивном протопланетном диске, а возможно, она возникла как звезда или коричневый карлик – в результате сжатия одного из ядер гигантского молекулярного облака. Как показывают расчеты, наиболее массивные планеты (с массой свыше 5 масс Юпитера) могут образовываться по звездному механизму, тем самым являясь легким «хвостом» распределения коричневых карликов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1403.7005v1.pdf

 

 

22 апреля 2014
Открыта очень близкая бродячая планета-гигант
прямая ссылка на эту новость

Известный исследователь коричневых карликов и маломассивных звезд Кевин Луман (K. L. Luhman) объявил об открытии очень близкого к Солнцу и очень холодного объекта, чья масса попадает в диапазон планетных масс. Фактически, речь идет об открытии ближайшей «блуждающей» планеты.

Открытие было сделано путем астрометрического анализа данных, полученных космическим инфракрасным телескопом WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer). В 2010 году WISE совершил полный обзор неба в четырех спектральных полосах инфракрасного диапазона на волнах вблизи 3.4, 4.6, 12 и 22 мкм, причем примерно половина небесной сферы была отснята дважды (пока не закончился хладагент – жидкий водород). Сравнивая снимки, полученные с интервалом в несколько месяцев, можно измерить собственное движение различных объектов и их параллакс, что, в свою очередь, позволяет определить их расстояние и скорость (в проекции на небесную сферу). Таким образом тем же автором уже была найдена интереснейшая система Luhman-16 (WISE J104915.57-531906.1), состоящая из двух коричневых карликов, вращающихся вокруг общего центра масс. Расстояние до этой системы составило всего 2.02 пк.

21 апреля 2014 года в журнале The Astrophysical Journal Letters вышла новая статья Кевина Лумана, посвященная открытию еще более холодного и легкого объекта WISE J085510.83–071442.5. Температура объекта, измеренная путем сравнения его блеска в различных спектральных полосах, составила всего 225-260К! Судя по измеренному параллаксу, этот объект является четвертым по удаленности от Солнечной системы (на первом месте тройная система альфа Центавра, на втором – «Летящая» звезда Барнарда, на третьем – пара коричневых карликов Luhman-16). Расстояние до WISE J085510.83–071442.5 оценивается в 2.20 +0.24/-0.20 пк.

Сравнение температуры и светимости объекта с эволюционными моделями коричневых карликов показало, что масса WISE J085510.83–071442.5 при возрасте 1-10 млрд. лет составляет 3-10 масс Юпитера, иначе говоря, попадает в диапазон планетных масс. WISE J085510.83–071442.5 – странствующая планета-гигант, почти наверняка окруженная собственным семейством спутников.

Этот объект также демонстрирует быстрое собственное движение, достигающее величины 8.1 ± 0.1 угловых секунд в год. Это делает его третьим по скорости объектом на земном небе (за пределами Солнечной системы, конечно). На первом месте – «Летящая» звезда Барнарда, на втором – звезда Каптейна.

Какова вероятность того, что в будущем будут обнаружены еще более близкие объекты? По данным, полученным микролинзовыми обзорами, количество планет-гигантов в галактическом диске примерно вдвое превосходит количество звезд. Это вселяет надежду на то, что ближайшая к Солнцу блуждающая планета окажется даже ближе Проксимы Центавра.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/2041-8205/786/2/L18;jsessionid=E402E76A52195E367EF998FDF4921614.c2

 

 

21 апреля 2014
HAT-P-54 b: очень теплый транзитный гигант у позднего оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор HATNet объявил об открытии транзитной планеты-гиганта у оранжевого карлика HAT-P-54. Звезда находится на «нулевом» наблюдательном поле продленной миссии Кеплера K2, что позволяет надеяться на существенное уточнение параметров новой планеты и на изучение различных тонких эффектов (измерение фазовой кривой планеты, ее альбедо, изучение искажения формы родительской звезды планетарным гравитационным полем, и т.п.). Наблюдение «нулевого» поля в рамках миссии K2 начались 8 марта и закончатся 30 мая 2014 года.

HAT-P-54 – поздний оранжевый карлик из созвездия Близнецов. Его масса оценивается в 0.645 ± 0.02 масс Солнца, радиус – в 0.617 ± 0.013 радиусов Солнца, светимость примерно в 8 раз меньше солнечной светимости. Расстояние до системы составляет 135.8 ± 3.5 пк.

Звезда HAT-P-54 наблюдалась автоматическими телескопами, входящими в наблюдательную сеть HATNet, с октября 2011 по май 2012 года (телескопом HAT-6 в Аризоне) и с октября 2011 по февраль 2012 года (телескопом HAT-9 на горе Мауна-Кеа). После обнаружения транзитного кандидата авторы открытия провели более точные фотометрические наблюдения на 1.2-метровом телескопе FLWO. Для подтверждения планетной природы кандидата и измерения его массы они сделали 14 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа TRES (Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph) и 4 замера с помощью спектрографа HIRES.

Как оказалось, масса планеты составляет 0.76 ± 0.03 масс Юпитера, радиус – 0.944 ± 0.028 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.12 ± 0.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (ее эксцентриситет не превышает 0.076) на расстоянии 0.0412 ± 0.0004 а.е. (~14.3 звездных радиусов), и делает один оборот за 3.79985 ± 0.00001 земных суток. HAT-P-54 b заметно прохладнее «обычных» горячих юпитеров – ее эффективная температура оценивается в 818 ± 12К.

Авторы открытия отмечают, что HAT-P-54 – одна из самых маломассивных звезд, у которых обнаружены планеты-гиганты. Еще легче только две звезды, обладающие планетами массой 0.1-13 масс Юпитера на орбитах короче 30 суток: WASP-80 и Kepler-45. Изучение такой «нетипичной» системы будет особенно интересным.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1404.4417.pdf

 

 

18 апреля 2014
Kepler-186 f: землеразмерная планета в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Вчера вечером на пресс-конференции, начавшейся в 22 часа по московскому времени, группа Кеплера объявила о долгожданном открытии. Научному сообществу была представлена первая землеразмерная планета, расположенная в обитаемой зоне своей звезды. Эта планета не является двойником Земли – хотя бы потому, что она вращается вокруг звезды красного карлика и имеет температурный режим Марса. Но ее открытие является важным шагом на пути к открытию истинных двойников Земли (планет земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд).

Планета
Kepler-186 f
глазами художника.

Звезда Kepler-186 (KOI-571, KIC 8120608) удалена от нас на 151 ± 18 пк. Это достаточно яркий красный карлик спектрального класса M1 V, его масса оценивается в 0.48 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.47 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 4% от светимости Солнца. Достаточно медленное вращение (Kepler-186 делает один оборот за 35 земных суток) и отсутствие заметных вспышек говорит о том, что возраст системы превышает 4 млрд. лет.

Кривая блеска Kepler-186 демонстрирует пять транзитных сигналов с периодами 3.89, 7.27, 13.32, 22.41 и 129.95 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней): 1.07 ± 0.12, 1.25 ± 0.14, 1.40 ± 0.16, 1.27 ± 0.15 и 1.11 ± 0.14 радиусов Земли. Эксцентриситеты орбит всех пяти планет в пределах погрешностей совместимы с нулем (т.е. орбиты близки к круговым).

Группа астрономов под руководством Элизы Кинтаны (Elisa V. Quintana) подвергла систему Kepler-186 стандартной процедуре валидации (предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). Так, для исключения затменно-переменных двойных фона, способных имитировать транзитный сигнал, были получены снимки окрестностей звезды Kepler-186 на 3.5-метровом телескопе WIYN, на 8-метровом телескопе Северный Джемини и на 10-метровом телескопе Кек II. Полученные снимки показали, что рядом со звездой Kepler-186 на угловом расстоянии 0.03-5 угловых секунд нет звезд, достаточно ярких для того, чтобы их влияние могло заметно загрязнить кривую блеска. Также путем анализа продолжительности транзита в зависимости от орбитального периода было показано, что все пять планет вращаются вокруг одной звезды. Однако массы планет пока определить не удается: звезда Kepler-186 слишком тусклая (ее видимая звездная величина +14.625), а ожидаемые массы планет слишком малы, чтобы их можно было определить методом измерения лучевых скоростей с помощью современных инструментов.

Авторы открытия исследовали динамическую устойчивость системы и нашли, что даже для чисто железных планет с измеренными радиусами (т.е. максимально массивных из возможных) система остается устойчивой. Более того, в широком зазоре между планетами e и f вполне могут проходить устойчивые орбиты еще одной-двух планет.


Результаты численного моделирования образования системы Kepler-186 из протопланетного диска. Во всех симуляциях между планетами e и f образуются еще 1-2 планеты.

Кинтана с коллегами провела численное моделирование образования этой системы при различных предположениях о поверхностной плотности протопланетного диска. Интересно, что во всех симуляциях между планетами e и f действительно формировались еще 1-2 планеты. Возможно, эти планеты там действительно существуют, но из-за неудачного наклона орбит к лучу зрения не наблюдаются как транзитные. Так это ли нет, покажут дальнейшие наблюдения (например, в наличии дополнительных "невидимых" тел в системе можно убедиться путем тайминга транзитов уже известных планет).

Внешняя планета системы Kepler-186 f имеет размер, лишь немного превышающий размер Земли, и температурный режим Марса. По расчетам авторов открытия, она получает от своей звезды 0.32 +0.06/-0.04 той энергии, что Земля получает от Солнца. При такой инсоляции достаточно атмосферы с давлением ~5 бар углекислого газа, чтобы из-за парникового эффекта температура поверхности поднялась выше 0°С.

Информация получена: http://kepler.nasa.gov/news/nasakeplernews/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=330
http://www.sciencemag.org/content/suppl/2014/04/16/344.6181.277.DC1/Quintana.SM.pdf
http://arxiv.org/pdf/1404.4368.pdf

 

 

16 апреля 2014
Измерено наклонение орбиты и истинная масса нетранзитной планеты HD 179949 b
прямая ссылка на эту новость

Спектроскопия высокого разрешения – мощный метод изучения атмосфер как транзитных, так и не транзитных экзопланет. Получив спектр звезды во время транзита планеты по ее диску и вычтя из него спектр звезды во время вторичного минимума (когда планета заходит за звезду), можно выделить спектральные линии, образовавшиеся в подсвеченной звездными лучами атмосфере планеты. Аналогично, сравнивая спектр системы «звезда + планета» во время вторичного минимума и незадолго до него (или сразу после), можно получить спектр дневного полушария планеты. Подобные наблюдения были неоднократно проведены для ряда транзитных горячих юпитеров и позволили обнаружить в их атмосферах различные молекулы (натрий, угарный газ, водяной пар и пр.)

Однако спектроскопию высокого разрешения можно применить и к не транзитным планетам. Спектральные линии, образованные в атмосфере такой планеты, будут испытывать сильное красное или синее смещение в результате орбитального движения планеты вокруг родительской звезды. Наблюдая эти линии и фиксируя доплеровский сдвиг, можно определить орбитальную скорость планеты. В совокупности с измерением лучевой скорости звезды это позволяет определить истинную массу не транзитной планеты (для которой RV-метод давал только величину m sin i).
Именно это и проделали астрономы из Лейденского университета под руководством M. Brogi с не транзитным горячим юпитером HD 179949 b.

Планета HD 179949 b известна с 2000 года. Это типичный горячий гигант с минимальной массой 0.90 ± 0.03 масс Юпитера, вращающейся вокруг своей звезды на расстоянии 0.045 а.е. и делающий один оборот за ~3.09 земных суток.

В течение трех ночей 17, 19 июля и 22 августа 2011 года звезду HD 179949 наблюдали на Очень большом телескопе (VLT) с помощью инфракрасного эшелле-спектрографа CRIRES. Наблюдения велись в ближнем ИК-диапазоне на волнах около 2.3 мкм, где расположена вращательная полоса 2-0 угарного газа. Спектральное разрешение CRIRES достигало 100000. Заметный сдвиг линий CO в спектре планеты, вызванный ее орбитальным движением, позволил выделить эти линии на фоне гораздо более мощных линий угарного газа, образующихся в земной атмосфере.

Как оказалось, амплитуда лучевой скорости планеты составила 142.8 ± 3.4 км/сек. С учетом амплитуды колебаний лучевой скорости звезды, вызванных гравитационным влиянием планеты (112.6 ± 1.8 м/сек), это позволило определить отношение масс звезды и планеты (1268 ± 36), истинную массу планеты – 0.98 ± 0.04 масс Юпитера, и наклонение ее орбиты к лучу зрения – 67.7 ± 4.3°.

Кроме линий угарного газа, в атмосфере планеты HD 179949 были обнаружены слабые линии водяного пара, но не было найдено никаких следов метана.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1404.3769.pdf

 

 

6 апреля 2014
О массах планет в системе Kepler-89: интрига сохраняется
прямая ссылка на эту новость

Четырехпланетная система Kepler-89 (KOI-94, KIC 6462863) впервые была представлена группой Кеплера 2 февраля 2011 года среди первых 1235 транзитных кандидатов в 997 планетных системах. Она включает в себя четыре транзитных планеты с периодами 3.743, 10.424, 22.343 и 54.32 земных суток и радиусами 1.6, 3.8, 11 и 6.2 радиусов Земли, соответственно. Родительская звезда несколько ярче и горячее Солнца, ее масса оценивается в 1.28 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.52 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превышает солнечную.

Сравнительные размеры планет в системе Kepler-89.

За последние годы эта система интенсивно изучалась сразу несколькими научными коллективами. Так, в сентябре 2012 года японские астрономы под руководством Теруюки Хирано (T. Hirano) показали, что орбиты, по крайней мере, двух внешних планет наклонены друг к другу всего на 1.15 ± 0.55°, при этом угол между осью вращения звезды и осью орбиты планеты d составляет -6 +13/-11°. Иначе говоря, система Kepler-89 оказалась невозмущенной и плоской, с орбитами планет, мало наклоненными друг к другу и к звездному экватору.

В марте 2013 года было опубликовано новое исследование, на этот раз касающееся измерения масс планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Получив 26 замеров лучевой скорости звезды Kepler-89 на обсерватории им Кека с помощью спектрографа HIRES, Лоурен Вайс (L.Weiss) с коллегами оценили массы всех четырех планет (правда, со значительными погрешностями). Эти массы оказались равными (от внутренней планеты к внешней): 10.5 ± 4.6 масс Земли, 15.6 +5.7/-15.6 масс Земли, 106 ± 11 масс Земли и 35 +18/-28 масс Земли. При этом эксцентриситет орбиты второй планеты (горячего нептуна Kepler-89 c ) получился необычайно высок для такой компактной системы: 0.43 ± 0.23, что поставило под сомнение ее динамическую устойчивость. Для того, чтобы разобраться в ситуации, явно требовались новые подходы и новые наблюдения.

В ноябре 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья японских астрономов под руководством Кенто Масуды (Kento Masuda). На этот раз японцы решили оценить массы планет в системе Kepler-89 методом тайминга транзитов. Взаимное гравитационное влияние планет приводило к вариациям времени наступления отдельных транзитных событий, достигающим для планеты Kepler-89 c 10 минут. Изучив эти вариации, японские астрономы пришли к выводу, что эксцентриситеты орбит трех внешних планет не превышают 0.1, а массы планет равны, соответственно: для планеты Kepler-89 c – 9.4 +2.4/-2.1 масс Земли, для планеты Kepler-89 d – 52 ± 7 масс Земли, для планеты Kepler-89 e – 13.0 +2.5/-2.1 масс Земли.

Отсюда видно, что если массы нептунов Kepler-89 c и Kepler-89 e, полученные TTV-методом, прекрасно согласуются с массами, полученными методом лучевых скоростей (причем оказываются определенными гораздо точнее), то с массой гиганта Kepler-89 d возникает явное противоречие. Величина 52 ± 7 масс Земли отличается от 106 ± 11 масс Земли более чем на 4 стандартных отклонения.

Чем может быть вызвано такое противоречие?

Скорее всего, дело в наличии дополнительных не транзитных планет в этой системе, приходят к выводу авторы статьи. Лучевая скорость звезды суммирует гравитационное влияние всех планет, и если количество планет определено не правильно, RV-анализ может приводить к фантомным большим эксцентриситетам орбит или ошибочным массам. Скорее всего, именно это и произошло в системе Kepler-89. Для того, чтобы правильно восстановить строение этой планетной системы, нужны плотные ряды измерений лучевой скорости звезды Kepler-89 (благо звезда для этого достаточно яркая).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.5771v2.pdf

 

 

4 апреля 2014
В системе Gliese 876 – шесть планет?
прямая ссылка на эту новость

Группа чилийских астрономов под руководством Дж. Дженкинса применила новый математический метод (minimum mean square error = метод наименьших квадратов) к богатым рядам данных о лучевой скорости близкого красного карлика Gliese 876, рядом с которым уже открыто 4 планеты. Основной целью исследования было тестирование нового метода и сравнение его эффективности с традиционным математическим методом поиска планет в RV-данных – построением периодограмм Ломба-Скаргла (Lomb-Scargle periodogram). Авторы исследования объединили данные, полученные высокоточными спектрографами HIRES и HARPS (162 замера лучевой скорости Gliese 876, полученных на Кеке, и 52 замера, полученных на Южно-Европейской обсерватории) за 12.5 лет наблюдений.

В результате они подтвердили существование уже известных четырех планет и обнаружили две новые планеты, находящиеся в орбитальном резонансе с уже известными. Именно в результате резонансов, пронизывающих всю систему, эти планеты раньше ускользали от исследователей. В результате пересмотра параметров системы (и учета влияния двух новых планет) эксцентриситеты орбит уже известных планет упали почти до нуля.

Какой же теперь предстает перед нами система Gliese 876?

Орбиты планет в системе Gliese 876 в отрисовке Дж. Дженкинса с коллегами.

Gliese 876 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 4.7 пк. Масса звезды оценивается в 0.334 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.36 солнечных радиусов, светимость составляет всего 1.2% от светимости Солнца.

Самой ближайшей к звезде планетой является известная с 2005 года суперземля Gliese 876 d (авторы статьи называют ее Gliese 876 e). Минимальная масса внутренней планеты оценивается в 0.017 ± 0.001 масс Юпитера (5.4 масс Земли), с учетом наклонения ее орбиты к лучу зрения ~50° истинная масса планеты оказывается равной ~7 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.021 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ± 0.04 (было – 0.14 ± 0.03), и делает один оборот за 1.94 ± 0.001 земных суток.

Второй по удаленности стала новая планета Gliese 876 f. Ее минимальная масса 0.025 ± 0.001 масс Юпитера (~8 масс Земли), орбитальный период 10.01 ± 0.02 земных суток, эксцентриситет орбиты оценивается в 0.090 ± 0.046. Данные о величине большой полуоси этого легкого нептуна не приводятся, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.063 а.е. Температурный режим Gliese 876 f является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Третья планета системы – тоже новая Gliese 876 d. Минимальная масса этой планеты оценивается авторами открытия в 0.118 ± 0.002 масс Юпитера (37.5 ± 6.3 масс Земли), т.е. это даже не нептун, а, скорее, легкий газовый гигант. Планета делает один оборот вокруг своей звезды за 15.04 ± 0.04 земных суток, эксцентриситет ее орбиты очень мал – всего 0.007 ± 0.004. Среднее расстояние между планетой и звездой по 3-му закону Кеплера равно 0.083 а.е., температурный режим нового субсатурна близок к температурному режиму Венеры.

Четвертая планета – газовый гигант Gliese 876 c, известный с 2000 года. Минимальная масса этой планеты оценивается по новым данным в 0.637 ± 0.002 масс Юпитера (с учетом наклонения орбиты 48 ± 2° истинная масса оказывается равной 0.857 масс Юпитера). Ее орбитальный период составляет 30.23 ± 0.19 земных суток, эксцентриситет орбиты упал с 0.266 ± 0.003 (в четырехпланетном решении) до 0.002 (в шестипланетном решении). Температурный режим гиганта близок к температурному режиму Земли (немного прохладнее).

Пятая планета – еще один гигант Gliese 876 b, также известный с 2000 года. Это – самая массивная планета системы: ее минимальная масса равна 1.927 ± 0.003 масс Юпитера (с учетом наклонения орбиты 49 ± 1° истинная масса составит 2.55 масс Юпитера). Орбитальный период гиганта – 61.0 ± 3.8 земных суток, эксцентриситет орбиты упал с 0.03 до нуля. Расстояние между планетой и звездой составляет 0.211 а.е., температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Марса и Главного пояса астероидов.

Наконец, шестая планета – Gliese 876 g (ранее она называлась Gliese 876 e) была открыта в 2010 году. Ее минимальная масса – 0.039 ± 0.001 масс Юпитера (12.4 масс Земли), с учетом наклонения орбиты 59.5° истинная масса оказывается равной 14.4 масс Земли, что очень близко к массе Урана. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.3343±0.0013 а.е. и делает один оборот за 124.69 земных суток.

Легко видеть, что система Gliese 876 оказывается насквозь пронизанной орбитальными резонансами. Периоды всех планет, кроме самой внутренней, оказываются связанными соотношениями 12:8:4:2:1.

Насколько реальны новые планеты в системе Gliese 876? Авторы исследования считают, что вероятность ложного открытия не превышает 0.01%. Косвенным доводом в пользу реальности планеты с периодом 15 суток также является то, что в более ранних исследованиях динамической устойчивости 4-планетного решения область вблизи 15-суточных орбит была вакантной (т.е. планета, помещенная на эту орбиту, была бы устойчивой). Авторы открытия приглашают другие научные коллективы проверить их выводы, в том числе, путем анализа долговременной динамической устойчивости 6-планетного решения.

Интересно, что Дженкинс с коллегами видят в данных еще два RV-сигнала с периодами около 400 и 1250 земных суток. Возможно, планетная система Gliese 876 является даже более богатой на планеты, чем наша Солнечная система.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1403.7646.pdf

 

 

30 марта 2014
HD 141399: 4-планетная система с аналогом Юпитера
прямая ссылка на эту новость

Калифорнийская группа объявила об открытии четырех планет-гигантов у сравнительно близкой звезды, из которых одна планета-гигант является полным аналогом Юпитера. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Калифорнийская группа – один из старейших научных коллективов, занимающихся поиском внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. В течение последних двух десятилетий они измеряют лучевые скорости 1300 сравнительно ярких и близких FGKM-звезд с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека. Ими открыто более 100 планет, в том числе первый транзитный экзонептун GJ 436 b и первая суперземля Gliese 876 d.

Недавно в строй вступил новый спектрометр Levy, смонтированный на Автоматическом телескопе для поиска планет (APF) на Ликской обсерватории. Качество спектров звезд, получаемых Levy, даже несколько превышает качество спектров HIRES (спектральное разрешение достигает 108000 против 70000 у HIRES). Длительные ряды наблюдений целевых звезд, сведенные вместе, позволяют обнаруживать и долгопериодические планеты, подобные Юпитеру.

20 марта Калифорнийская группа объявила об открытии 4-планетной системы у слегка проэволюционировавшей K0-звезды HD 141399 (HIP 77301). Система включает в себя четыре планеты-гиганта на близких к круговым орбитах, самая удаленная планета массой и большой полуосью орбиты близка к нашему Юпитеру.

Итак, звезда HD 141399 удалена от нас на 36.17 ± 0.5 пк. Ее масса оценивается в 1.14 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.46 ± 0.15 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов несколько превышает солнечное. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Начиная с июля 2003 года, был получен 91 замер лучевой скорости этой звезды: 77 на Кеке и 14 на APF.

Минимальная масса (параметр m sin i) самой внутренней планеты HD 141399 b оценивается в 0.46 ± 0.025 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.4225 ± 0.0002 а.е. и делает один оборот за 94.35 ± 0.06 земных суток. Тепловой режим HD 141399 b близок к тепловому режиму Меркурия.

Вторая планета HD 141399 c несколько массивнее – ее минимальная масса достигает 1.36 ± 0.07 масс Юпитера. Большая полуось орбиты второй планеты составляет 0.7023 ± 0.0002 а.е., эксцентриситет равен 0.05 ± 0.013, орбитальный период оценивается в 202.1 ± 0.1 земных суток. Тепловой режим HD 141399 c является промежуточным между тепловыми режимами Меркурия и Венеры (ближе к последней).

Третья планета системы – еще один гигант с минимальной массой 1.22 ± 0.07 масс Юпитера. Он вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 2.135 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.06 ± 0.03 (самым большим в этой системе), и делает один оборот за 1070 ± 8 земных суток. Температурный режим HD 141399 d грубо соответствует температурному режиму Марса.

Наконец, четвертая планета HD 141399 e весьма напоминает наш Юпитер. Ее минимальная масса – 0.69 ± 0.16 масс Юпитера, среднее расстояние между планетой и звездой достигает 4.90 ± 0.46 а.е., орбита совместима с круговой, орбитальный период оценивается в 3717 ± 555 суток (10.2 ± 1.5 земных лет).

Геометрическая вероятность транзитов планеты b составляет 1.3%, а планеты c – 0.8%. При этом глубина транзитов (если они вообще будут) превысит 0.5%, что позволит наблюдать их с помощью наземных телескопов. Авторы статьи предлагают поискать транзиты этих планет продвинутым астрономам-любителям, благо из-за яркости родительской звезды (ее видимая звездная величина +7.2) транзиты будут доступны и инструментам с апертурой меньше метра.

Также авторы открытия проинтегрировали движение планет на 10 млн. лет вперед и убедились, что система устойчива. Неустойчивость на этих временах начинает проявляться, если истинные массы планет оказываются в 5.1 раза больше минимальных. Таким образом, авторы открытия пришли к выводу, что наклонение системы к лучу зрения превышает 11.3° (в предположении компланарности орбит).

Информация получена: http://www.oklo.org/HD141399.pdf

 

 

28 марта 2014
Gliese 687 b: прохладный нептун в 4.5 парсеках от Солнца
прямая ссылка на эту новость

Согласно последним данным, небольшие планеты (нептуны и суперземли) встречаются у большинства звезд Галактики. Особенно часто они встречаются у звезд красных карликов. Так, по мнению К.Дрессинг и Д.Шарбонно, опиравшихся на анализ данных, полученных космическим телескопом им. Кеплера, 90 ± 4% звезд с температурой фотосферы ниже 4000К имеют хотя бы одну планету радиусом от 0.5 до 4 радиусов Земли и периодом короче 50 суток.

Отличным подтверждением этого тезиса явилось открытие планеты у близкого красного карлика Gliese 687 (HIP 86162). Эта звезда удалена от Солнца всего на 4.5 ± 0.1 пк и является 39-й в списке ближайших к Солнцу звезд (с учетом кратности многих звезд – 56-й). Из-за своей близости и относительной яркости Gliese 687 неплохо изучена. Ее радиус был прямо измерен интерферометром CHARA и составил 0.4183 ± 0.007 солнечных радиусов. Спектральный класс этой звезды – M3 V, масса оценивается в 0.413 ± 0.04 солнечных масс, светимость составляет всего 2.13% светимости Солнца.

В течение последних 16 лет Gliese 687 в составе 160 других близких красных карликов мониторилась на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. В последнее время к наблюдениям подключился и Автоматический телескоп для поиска планет (Automated Planet Finder Telescope). Всего было сделано 147 замеров лучевой скорости этой звезды (122 на Кеке, 20 на APF и 5 на телескопе им. Хобби-Эберли).

Хотя Gliese 687 не назовешь очень спокойной – на ней довольно часто бывают пятна, приводящие к колебаниям блеска в пределах нескольких процентов – ее лучевая скорость показала явные колебания с полуамплитудой 6.4 ± 0.5 м/сек и периодом 38.14 суток, заметно отличающимся от периода вращения звезды вокруг своей оси (61.8 ± 1 земных суток). Хромосферная активность звезды не показывала никакой связи с этим периодом. Таким образом, астрономы пришли к выводу, что колебания лучевой скорости звезды вызваны гравитационным влиянием планеты.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Gliese 687 b оценивается в 0.058 ± 0.007 масс Юпитера (18.4 ± 2 масс Земли). Экзонептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.16353 ± 0.00004 а.е. и эксцентриситетом 0.04 ± 0.076 (т.е. совместимым с нулем). Температурный режим новой планеты близок к температурному режиму Земли. Остается только сожалеть, что ее масса слишком велика!

Геометрическая вероятность транзита Gliese 687 b составляет всего 1.2%, но авторы открытия все-таки попытали счастья. Никаких транзитов обнаружить не удалось.

Интересно, что звезда Gliese 687 расположена вблизи северного полюса эклиптики. Эту область неба будет наблюдать космический телескоп TESS (NASA), чей запуск ожидается в 2017 году, и который предназначен для поиска экзопланет транзитным методом. В принципе, TESS адаптирован для поиска короткопериодических транзитных экзопланет (каждую наблюдательную площадку он будет мониторить лишь в течение 27 суток), но в области северного и южного полюса эклиптики наблюдательные площадки телескопа будут перекрываться, что позволит для некоторых звезд получить и более долгие ряды наблюдений.
В преддверии запуска TESS авторы открытия начинают мониторинг 200 сравнительно ярких и хромосферно спокойных звезд спектральных классов G, K и M в районе северного полюса эклиптики с помощью Автоматического телескопа для поиска планет. В этом смысле нептун Gliese 687 b является первой ласточкой. Множество открытий еще впереди.

Информация получена: http://www.oklo.org/GL687.pdf

 

 

17 марта 2014
Атмосфера Плутона становится все мощнее
прямая ссылка на эту новость

12 марта 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья французских астрономов, посвященная изучению метана в атмосфере Плутона. Наблюдения проводились в 2008 и 2012 годах на Очень большом телескопе (VLT) с помощью криогенного инфракрасного эшелле-спектрографа высокого разрешения CRIRES в лучах с длиной волны около 1.66 мкм, соответствующих полосе метана 2ν3. Достигнутое спектральное разрешение составило ~60000.

Метан составляет лишь малую долю (~0.5%) атмосферы Плутона, однако изучение профилей его линий позволяет измерить температуру, давление, и многие другие параметры газовой оболочки. Как оказалось, несмотря на то, что Плутон давно прошел перигелий и сейчас удаляется от Солнца, атмосферное давление на его поверхности продолжает расти. На расстоянии 1184 км от центра Плутона давление составляет 15 микробар, ожидается, что к моменту пролета «Новых Горизонтов» оно достигнет 17 микробар. Вместе с тем доля метана в составе атмосферы за 4 года упала примерно на 20% и составила 0.44%. По всей видимости, это связано с продолжающейся сублимацией азотного инея, покрывающего значительные области на поверхности Плутона.
Также авторы статьи нашли, что нижняя часть атмосферы хорошо перемешана, по крайней мере, до высот 22-27 км, в ней нет слоев обедненных или, напротив, обогащенных метаном. Также не было замечено суточных колебаний содержания метана (с точностью 20%).

Интересно, что французские астрономы нашли много сходства между газовыми оболочками Плутона и Марса. Как и на Марсе, атмосфера Плутона находится в динамическом равновесии с льдом, покрывающим поверхность, только на Марсе этим льдом является замерзшая углекислота, а на Плутоне – азот (и, возможно, угарный газ). Будучи в 300 раз разреженнее марсианской, атмосфера Плутона, тем не менее, гораздо больше напоминает ее, нежели эфемерные атмосферы спутников Юпитера Ио (с давлением 1-10 нанобар) и, тем более, Европы и Ганимеда.


Лучшие снимки Плутона, полученные на данный момент, были сделаны космическим телескопом им. Хаббла.

Также авторы исследования нашли, что радиус Плутона несколько больше предыдущих оценок и составляет 1184 ± 4 км.

Информация получена: http://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1403/1403.3208.pdf

 

 

14 марта 2014
Определен размер пылевых частиц в коме испаряющейся планеты KIC 12557548 b
прямая ссылка на эту новость

Необычная планета KIC 12557548 b была анонсирована в 2012 году. Кривая блеска K-звезды KIC 12557548 демонстрировала транзитный сигнал с периодом всего 15.685 часов и глубиной, меняющейся от 0.2 до 1.3%. Ученые предположили, что перед нами – небольшая каменная планета размером примерно с Меркурий, испаряющаяся прямо на наших глазах под действием испепеляющего света близкой звезды и выбрасывающая в космос облака силикатной пыли, образующие кометоподобный хвост.

Сначала эта идея была встречена в научном сообществе весьма скептически. Для объяснения кривой блеска системы KIC 12557548 было предложено еще несколько гипотез, от некорректной работы фотометрической матрицы «Кеплера» до наличия хаотической тройной или же кратной звездной системы, включающей в себя белый карлик, окруженный аккреционным диском.

11 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья Брюса Кролла (Bryce Croll) с коллегами, посвященная подробному изучению этой системы сразу несколькими инструментами и на разных длинах волн. Астрономы провели наблюдения с помощью космического телескопа им. Хаббла на волнах 0.53, 0.77 мкм (видимый свет) и 1.39 мкм (ближний ИК-диапазон), с помощью телескопа Кек на волне 2.12 мкм, с помощью Франко-Канадского телескопа, расположенного на Гавайях (2.15 мкм), и т.д. Помимо транзитных наблюдений, была проведена съемка ближайших окрестностей звезды KIC 12557548 на Кеке с помощью системы адаптивной оптики, которая позволила исключить наличие близких (далее 0.2 угловых секунд) затменно-переменных двойных фона. Также с помощью спектрографа HIRES была получена серия измерений лучевой скорости звезды KIC 12557548, которая, с одной стороны, исключила наличие в этой системе звездных компаньонов с массой более 0.2 масс Солнца на орбитах с периодом короче 10 лет, а с другой – дала возможность определить верхний предел на массу «испаряющейся» планеты – 1.2 масс Юпитера.

Таким образом, проведенное масштабное исследование позволило исключить все типичные астрофизические явления, способные имитировать транзитный сигнал. Единственной разумной гипотезой, объясняющей кривую блеска KIC 12557548, осталась гипотеза «испаряющейся» планеты с протяженным кометным хвостом.


Вверху – кривая блеска звезды KIC 12557548. Внизу – усредненная кривая блеска, полученная в длинной и короткой моде «Кеплера», демонстрирует асимметрию транзитной кривой.
Перед началом транзита планеты по диску звезды общая яркость системы слегка увеличивается из-за рассеяния света в пылевой коме вокруг планеты. Транзит начинается резко, а заканчивается более плавно из-за прохода по диску протяженного кометоподобного хвоста.

Интересно, что глубина одних и тех же транзитов, измеренная как на волне 0.6 мкм («Кеплером»), так и на волне 2.15 мкм (Франко-Канадским телескопом) оказалась примерно одинаковой (их отношение оценили в 1.02 ± 0.20). Это значит, что пылевая «кома» вокруг испаряющейся планеты сложена достаточно крупными частицами с размерами больше 0.5 мкм. Если бы частицы были мельче, глубина транзита в инфракрасных лучах была бы меньше, чем в видимом свете. Частицы пыли, скорее всего, состоят из форстерита Mg2SiO4, энстатита MgSiO3 или корунда Al2O3, чистое железо было исключено авторами статьи из-за высокого давления паров этого вещества и, следовательно, очень быстрой сублимации железных пылевых частиц.

Каким образом такие сравнительно крупные частицы могут быть выброшены в космос? Применив к KIC 12557548 b теорию термического ветра, Б.Кролл с коллегами нашел, что в настоящий момент масса планеты не превышает 0.02 масс Земли. По мере того, как масса планеты уменьшается, убегать в космос начинают все более и более крупные частицы. Заметим, что эти частицы не должны отрываться непосредственно от поверхности планеты. Скорее всего, они конденсируются уже на большой высоте, где истекающий с поверхности газ адиабатически охлаждается. Таким образом, количество пыли растет при приближении к полости Роша, а часть пыли может конденсироваться даже за пределами полости Роша планеты KIC 12557548 b.

Авторы статьи призывают провести наблюдения системы KIC 12557548 в инфракрасном диапазоне с большей длины волны. Такие наблюдения позволят более точно оценить размер частиц в пылевой коме испаряющейся планеты и в ее хвосте. Возможно, это будет сделано с помощью космического ИК-телескопа им. Спитцера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1403.1879v1.pdf

 

 

7 марта 2014
Пересмотрены параметры планет в системе Kepler-9
прямая ссылка на эту новость

Трехпланетная система Kepler-9 была первой из систем, открытых с помощью космического телескопа им. Кеплера, в которой массы планеты были измерены с помощью тайминга транзитов (иначе говоря, TTV-методом). Тайминг транзитов в этой системе облегчался тем, что обе взаимодействующие планеты были планетами-гигантами, дающими глубокий и четкий транзитный сигнал, а взаимное влияние их было так велико, что вариации времени наступления транзитов достигали 3-4 суток. Массы обоих гигантов, измеренные TTV-методом на основе фотометрических данных за первые ~250 дней, были оценены в 79.6 ± 3.6 масс Земли для планеты b (орбитальный период 19.216 земных суток) и в 54.8 ± 2.6 масс Земли для планеты c (орбитальный период 39.084 земных суток).

Однако характерный период динамического взаимодействия обеих планет (TTV-период) был существенно больше 250 дней, что привело к экстраполяции данных и неизбежным погрешностям в определении масс планет. Проанализировав фотометрию Кеплера за все 16 наблюдательных кварталов, немецкие астрономы Штефан Драйцлер (Stefan Dreizler) и Авив Офир (Aviv Ofir) пришли к другим, существенно меньшим значениям масс: 45.1 ± 1.5 масс Земли для планеты b и 31 ± 1 масс Земли для планеты c. При этом радиусы планет даже слегка увеличились до 11.1 ± 0.1 и 10.7 ± 0.1 радиусов Земли, что говорит о крайней «рыхлости» обоих субсатурнов. Средняя плотность планеты b с учетом новых данных оказалась равной 0.18 ± 0.01 г/куб.см, а планеты c – 0.14 ± 0.01 г/куб.см.

При этом новые значения масс плохо согласуются с данными, полученными методом измерения лучевой скорости Kepler-9 в 2010 году. Это может означать, что в системе есть дополнительные нетранзитные планеты, которые влияют на лучевую скорость своей звезды. Авторы исследования призывают продолжить плотный мониторинг лучевой скорости звезды Kepler-9 для более ясного понимания строения этой планетной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1403.1372.pdf

 

 

4 марта 2014
Планетный урожай Кеплера (часть IV)
прямая ссылка на эту новость

Продолжаю рассказывать о подтвержденных планетных системах Кеплера, анонсированных Калифорнийской группой в конце прошлого года (начало обзора тут, тут и тут). Сегодня речь пойдет о планетных системах Kepler-407 и Kepler-409, в каждой из которых находится по одной транзитной планете земного размера. Хочется написать «по одной планете земного типа», но, к сожалению, для этих планет были получены только верхние пределы на массу, а значит, их средняя плотность и химический состав пока остаются неизвестными.

Обе звезды прошли стандартную процедуру валидации (т.е. предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). Это значит, что их спектры высокого разрешения лишены следов присутствия близких звездных компаньонов, которые могли бы имитировать транзитные сигналы, а съемка ближайших окрестностей с помощью системы адаптивной оптики исключила затменно-переменные двойные фона. В результате вероятность того, что любая из планет окажется ложным открытием, оценивается менее чем в 0.032%.

Kepler-407 (KOI-1442, KIC 11600889)
Kepler-407 – солнцеподобная звезда, чьи масса и радиус очень близки к аналогичным параметрам нашего дневного светила, а температура фотосферы на ~300 K ниже солнечной. Кривая блеска этой звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом всего 0.66931 земных суток (16 часов 4 минуты!) и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.07 ± 0.02 радиусов Земли. Отсутствие наблюдаемых колебаний лучевой скорости звезды с периодом, равным периоду транзитного сигнала, позволило получить верхний предел на массу этой планеты – 3.2 земных масс. Почти наверняка планета захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Вместе с тем дрейф лучевой скорости Kepler-407 в ~300 м/сек за год говорит о явном наличии в этой системе массивной планеты-гиганта или коричневого карлика с минимальной массой 5-10 масс Юпитера и периодом 6-12 лет. Такая высокая погрешность в определении параметров второго тела вызвана тем, что за время наблюдений оно прошло только часть своей орбиты. Будущие измерения лучевой скорости звезды Kepler-407 помогут существенно уточнить его свойства.

Kepler-409 (KOI-1925, KIC 9955598)
Kepler-409 – еще одна солнцеподобная звезда, ее масса и радиус примерно на 10% меньше массы и радиуса Солнца. В этой системе также есть единственная транзитная планета радиусом 1.19 ± 0.03 радиусов Земли и периодом 68.9584 земных суток. Температурный режим планеты Kepler-409 b близок к температурному режиму Меркурия, хотя, скорее всего, она больше похожа на Венеру.
Отсутствие значимых колебаний лучевой скорости звезды позволило получить верхний предел на массу Kepler-409 b – 22 массы Земли. Скорее всего, истинная масса планеты на порядок меньше.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.4195v1.pdf

 

 

3 марта 2014
HATS-4 b: плотный горячий гигант у звезды с высокой металличностью
прямая ссылка на эту новость

Измерение массы транзитных экзопланет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд позволяет определить их среднюю плотность, а значит – оценить химический состав. Как оказалось, средняя плотность транзитных горячих юпитеров может меняться в широких пределах. Часть изученных планет-гигантов отличаются высокой рыхлостью – из-за «раздутости» атмосферы их средняя плотность очень мала (иногда она может быть в 10 раз меньше плотности воды). С другой стороны, некоторые горячие гиганты демонстрируют достаточно высокую среднюю плотность, что говорит о большой доле тяжелых элементов в их составе. Так, доля тяжелых элементов в составе горячего сатурна HD 149026 b достигает 67 масс Земли.

28 февраля 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья от обзора HATSouth («Южный HAT») об открытии очень плотного транзитного горячего гиганта HATS-4 b, вращающегося вокруг G-звезды, отличающейся очень высоким содержанием тяжелых элементов.

HATS-4 (GSC 6505-00217) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 420 ± 12 пк. Ее масса оценивается в 1.00 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.925 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 65 ± 5% светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов: их в 2.7(!) раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
При массе планеты HATS-4 b , равной 1.32 ± 0.03 масс Юпитера ее радиус составляет лишь 1.02 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.55 ± 0.16 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0362 ± 0.0002 а.е. (~8.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.51673 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 1315 ± 21К.
Такая высокая (для горячего юпитера) средняя плотность говорит о значительной доле тяжелых элементов, входящих в состав HATS-4 b. По расчетам авторов открытия, масса ядра этой планеты достигает 75 масс Земли.

Вверху: планета HATS-4 b (отмечена красным цветом) на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности (слева направо): 0.25, 0.5, 1, 2 и 4 г/куб.см.

На нижнем графике цветом показана металличность родительских звезд от меньшей нуля (синий цвет) до 0.5 (красный цвет). Показаны только планеты с уровнем нагрева менее
7 108 эрг/(см2 сек) (т.е. нагретых менее чем в 509 раз сильнее, чем Земля).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1402.6546.pdf

 

 

28 февраля 2014
Команда Кеплера объявила о подтверждении планетной природы 715 кандидатов у 305 звезд
прямая ссылка на эту новость

Вечером 26 февраля прошла пресс-конференция команды Кеплера, посвященная подтверждению планетной природы 715 транзитных кандидатов в 305 планетных системах. 95% этих планет по размерам меньше Нептуна. Все вновь представленные планеты входят в состав многопланетных систем, где вероятность ложного открытия во много раз меньше, чем в системах с одним транзитным кандидатом. Опираясь на статистические оценки, кеплеровцы допускают, что среди представленных 715 планет может быть ~2 ложных. Даже несмотря на это, достоверность планетной природы для каждого из кандидатов превышает 99%.

Четыре планеты с радиусами меньше 2.5 радиусов Земли попадают в обитаемую зону своих звезд.

Отмечу, что полноценная процедура валидации (в частности, съемка с высоким разрешением окрестностей целевых звезд для исключения близких звезд фона) для большинства кандидатов не проводилась, поэтому параметры некоторых новых экзопланет могут быть определены с ошибкой, вызванной «загрязнением» кривой блеска родительской звезды светом звезд, расположенных на малом угловом расстоянии. Это «загрязнение» будет обнаружено и удалено во время будущих наблюдений.

Таким образом, общее количество известных экзопланет превысило 1700.


Распределение известных экзопланет в зависимости от года открытия. Серо-голубым цветом показаны открытия, совершенные помимо миссии Кеплер, оранжевым – открытия, совершенные с помощью Кеплера до пресс-конференции 26 февраля 2014 года, желтым – новые планеты, представленные 26 февраля.

Информация получена: http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasas-kepler-mission-announces-a-planet-bonanza/

 

 

25 февраля 2014
WTS-2 b: горячий гигант вблизи зоны приливного разрушения
прямая ссылка на эту новость

Распределение горячих юпитеров по периодам имеет явно выраженный максимум вблизи 3-4 земных суток. Планет на еще более тесных орбитах (с большой полуосью меньше 0.02 а.е. и периодом ~ 1 суток) известно гораздо меньше. Причем это не эффект наблюдательной селекции, напротив – планету-гигант на тесной орбите легче всего обнаружить как транзитным методом, так и методом измерения лучевых скоростей. Дефицит планет на самых тесных орбитах (их примерно в сто раз меньше, чем «обычных» горячих юпитеров с периодами 3-4 суток) можно объяснить или невозможностью миграции так близко к звезде, или сравнительно быстрым приливным разрушением таких планет.
К февралю 2014 года было известно 4 планеты, чей орбитальный период близок к 1 суткам: WASP-18 b, WASP-19 b, WASP-43 b и WASP-103 b. 25 февраля этот список пополнила новая планета, открытая в рамках наземного транзитного инфракрасного обзора WTS.

Обзор WTS стартовал 5 августа 2007 года. Он основан на наблюдениях с помощью широкоугольной инфракрасной камеры WFCAM, установленной на 3.8-метровом инфракрасном телескопе Соединенного королевства (United Kingdom Infrared Telescope) на горе Мауна-Кеа, Гавайи. Наблюдения ведутся в инфракрасной полосе J (на волне 1.25 мкм). Инфракрасный диапазон был выбран для лучшей чувствительности к звездам спектральных классов K и M, кроме того, в этом диапазоне меньше фотометрический шум от солнечных пятен.

25 февраля 2014 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в рамках этого обзора.

Звезда WTS-2 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V – удалена от нас примерно на 1 кпк. Ее масса оценивается в 0.82 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.75 ± 0.03 солнечных радиусов, возраст превышает 600 млн. лет. Звезда достаточно тусклая (15.9 в видимом свете и 13.96 в полосе J), отсюда значительные погрешности в определении параметров как самой звезды, так и ее планеты.
На расстоянии 0.567 ± 0.005 угловых секунд от WTS-2 расположен звездный компаньон спектрального класса M1 V. Вероятность его случайного попадания в окрестности целевой звезды оцениваются в 0.26%, так что, скорее всего, обе звезды физически связаны. При удаленности в ~1000 пк угловому расстоянию 0.567 секунд соответствует линейное расстояние 567 а.е. (в проекции на небесную сферу) и орбитальный период ~12500 лет.

Масса планеты WTS-2 b оценивается в 1.12 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – в 1.36 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.54 ± 0.11 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0185 ± 0.0006 а.е. (~5.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.01871 земных суток. Эффективная температура WTS-2 b достигает 2000К.
Расстояние между планетой и звездой всего на 44 ± 12% превышает предел Роша – т.е. расстояние, на котором планета была бы разорвана приливными силами. Планета постепенно, по спирали приближается к звезде и примерно через 40 млн. лет разрушится.

Распределение известных транзитных планет на плоскости «масса звезды – близость к пределу Роша», положение WTS-2 b отмечено красным цветом.
Как мы видим, горячие гиганты WASP 12 b и WASP-19 b еще ближе к приливному разрушению, чем WTS-2 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1402.5416.pdf

 

 

22 февраля 2014
Планетный урожай Кеплера (часть III)
прямая ссылка на эту новость

Продолжаю рассказывать о подтвержденных планетных системах Кеплера, анонсированных Калифорнийской группой в конце прошлого года (начало обзора тут и тут). Сегодня речь пойдет о двухпланетных системах Kepler-113, Kepler-131 и Kepler-406. В каждой из этих систем методом измерения лучевых скоростей удалось измерить массу внутренней планеты и получить верхний предел на массу внешней. При этом все внутренние планеты оказались очень плотными, что говорит об их преимущественно железокаменном (или даже преимущественно железном) составе.

Kepler-113 (KOI-153, KIC 12252424)
Kepler-113 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V. Его масса оценивается в 0.75 ± 0.06 солнечных масс, радиус составляет 0.69 ± 0.02 солнечных радиусов. Звезда отличается солидным возрастом (группа Кеплера оценила его в 6.9 млрд. лет).
Кривая блеска Kepler-113демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 4.754 и 8.925 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.82 ± 0.05 и 2.18 ± 0.06 радиусов Земли.

К звезде была применена стандартная процедура валидации (предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). На 2.6-метровом Северном оптическом телескопе и 2.7-метровом телескопе МакДональда были получены спектры высокого разрешения Kepler-113, которые позволили уточнить ее свойства и исключить наличие близких звездных компаньонов. Также с помощью камеры ARIES были получены снимки ближайших окрестностей звезды Kepler-113. На расстоянии 5.14 угловых секунд от нее была обнаружена фоновая звезда на 8 звездных величин слабее, однако дальнейшее изучение этой звезды показало, что она не является затменно-переменной двойной и не имитирует транзитные сигналы планет у звезды Kepler-113.
Наконец, спектрографом HIRES было сделано 25 замеров лучевой скорости Kepler-113. Это позволило измерить массу внутренней планеты Kepler-113 b – она оказалась равной 11.7 ± 4.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 10.73 ± 3.9 г/куб.см. Также был получен верхний предел на массу внешней планеты – 8.7 масс Земли. Это говорит о том, что в состав внешней планеты входит значительная доля летучих веществ (воды или водорода и гелия).

Kepler-131 (KOI-283, KIC 5695396)
Kepler-131 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, чья масса и радиус почти не отличаются от массы и радиуса Солнца. Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 16.092 и 25.517 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.4 ± 0.2 и 0.84 ± 0.07 радиусов Земли. Стандартная процедура валидации показала отсутствие каких-либо признаков звездных компаньонов как в спектре, так и на снимках высокого разрешения, полученных на Паломарской обсерватории. Далее с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека было получено 20 замеров лучевой скорости Kepler-131. Это позволило измерить массу внутренней планеты Kepler-131 b – она оказалась равной 16.13 ± 3.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 6 ± 2 г/куб.см. Таким образом, Kepler-131 b оказывается одной из самых массивных планет земного типа, известных на данный момент. Кроме того, был получен верхний предел на массу второй планеты – 20 масс Земли. Скорее всего, истинная масса внешней планеты Kepler-131 c гораздо ниже этого верхнего предела.

Kepler-406 (KOI-321, KIC 8753657)
Kepler-406 – еще одна солнцеподобная звезда, чья масса и радиус примерно на 7% больше массы и радиуса Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Кривая блеска Kepler-406 показывает два транзитных сигнала с периодами всего 2.426 и 4.623 земных суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.43 ± 0.03 и 0.85 ± 0.03 радиусов Земли (т.е. обе планеты очень горячие). Стандартная процедура валидации показала отсутствие как в спектре, так и на снимках высокого разрешения каких-либо признаков близких звездных компаньонов, способных имитировать транзитные сигналы. На обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES было сделано 10 замеров лучевой скорости этой звезды. Это позволило определить массу внутренней планеты Kepler-406 b – она оказалась равной 6.35 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 11.8 ± 2.7 г/куб.см. Также был получен верхний предел на массу второй планеты Kepler-406 c – 6 масс Земли. Высокая средняя плотность внутренней планеты, возможно, говорит о преобладании в ее составе железа и никеля.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.4195v1.pdf

 

 

18 февраля 2014
Планетный урожай Кеплера (часть II)
прямая ссылка на эту новость

Продолжаю рассказывать о подтвержденных планетных системах Кеплера, анонсированных Калифорнийской группой в конце прошлого года. Сегодня речь пойдет о многопланетных системах Kepler-100, Kepler-102 и Kepler-106.

Среди планетных систем Кеплера значительная часть является многопланетной – т.е. содержит сразу несколько транзитных кандидатов. Такие системы гораздо более надежны, чем одиночные (вероятность того, что транзитный кандидат в многопланетной системе окажется ложным, гораздо ниже, чем аналогичная вероятность для одиночного кандидата). Как правило, подобные системы содержат несколько (3-5) сравнительно небольших планет на круговых или близких к круговым орбитах, тесно упакованных глубоко внутри орбиты Меркурия (0.39 а.е.).

Kepler-100 (KOI-41, KIC 6521045)
Kepler-100 – солнцеподобная звезда немного массивнее, ярче и больше Солнца. Ее спектральный класс – ранний G, масса оценивается в 1.08 ± 0.06 солнечных масс, радиус почти в полтора раза превышает солнечный. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет ~6.5 млрд. лет.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует 3 транзитных сигнала с периодами 6.9, 12.8 и 35.3 земных суток, соответствующих планетам с радиусами 1.3, 2.2 и 1.6 радиусов Земли. В мае 2010 года была проведена съемка окрестностей Kepler-100 с помощью системы адаптивной оптики ARIES на телескопе MMT, дабы исключить имитацию транзитных сигналов затменно-переменными двойными фона. На расстоянии от 0.1 до 6 угловых секунд от Kepler-100 никаких более-менее ярких звезд не обнаружилось. Спектры звезды Kepler-100, полученные на 2.7-метровом телескопе МакДональда, также не показали следов наличия дополнительных звездных спектров. Все это привело астрономов к выводу, что транзитные кандидаты системы Kepler-100 действительно являются планетами.
Начиная с 29 июля 2009 года, в течение 1221 дней было получено 44 замера лучевой скорости звезды Kepler-100. Методом измерения лучевых скоростей удалось оценить массу только самой внутренней планеты Kepler-100 b – она оказалась равной 7.34 ± 3.2 масс Земли. На массы остальных двух планет были получены верхние пределы – 7 и 3 массы Земли. Средняя плотность внутренней планеты таким образом составила 14.25 ± 6.33 г/куб.см, что явно говорит о ее железокаменном (или даже преимущественно железном) составе. Средняя плотность второй планеты не превышает ~3.6 г/куб.см, что говорит о большой доле летучих, входящих в ее состав.

Kepler-102 (KOI-82, KIC 10187017)
Kepler-102 – оранжевый карлик массой 0.80 ± 0.06 солнечных масс и радиусом 0.74 ± 0.02 солнечных радиусов. Кривая блеска этой звезды демонстрирует целых 5 транзитных сигналов с периодами 5.28, 7.1, 10.3, 16.1 и 27.5 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней) 0.47, 0.58, 1.18, 2.22 и 0.88 радиусов Земли. В июне 2010 года была проведена съемка окрестностей Kepler-102 с помощью системы адаптивной оптики ARIES; на угловых расстояниях более 0.2 угловых секунд не было обнаружено ни одной фоновой звезды, которая была бы менее чем на 7 звездных величин тусклее Kepler-102. Отсутствие каких-либо следов дополнительных звездных спектров в спектре Kepler-102 также убедило ученых в том, что ее транзитные кандидаты являются планетами, а не близкими затменно-переменными двойными фона.
Измерение лучевых скоростей звезды с помощью спектрографа HIRES помогло оценить массы самых крупных планет в этой системе – Kepler-102 d и Kepler-102 e. Масса планеты Kepler-102 d очень неуверенно оценили в 3.8 ± 1.8 масс Земли, что при радиусе 1.18 радиусов Земли приводит к средней плотности 13.27 ± 6.46 г/куб.см (это означает ее железокаменный или преимущественно железный состав). Масса планеты Kepler-102 e при радиусе 2.22 радиуса Земли оказалась равной 8.93 ± 2.0 масс Земли, а ее средняя плотность – 4.7 ± 1.1 г/куб.см. Остальные три планеты этой системы слишком маленькие, чтобы заметно повлиять на лучевую скорость своей звезды, так что их масса, состав и средняя плотность остались неизвестными (соответствующие верхние пределы составили 4.3 и 3.0 масс Земли для двух внутренних планет и 5.2 массы Земли для самой внешней планеты).

Kepler-106 (KOI-116, KIC 8395660)
Kepler-106 – еще одна солнцеподобная звезда раннего G-класса. Ее масса в пределах погрешностей измерения равна солнечной, радиус довольно неуверенно оценивается в 1.04 ± 0.17 солнечных радиусов. Кривая блеска этой звезды демонстрирует 4 транзитных сигнала с периодами 6.2, 13.6, 24.0 и 43.8 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.82 ± 0.11, 2.50 ± 0.32, 0.95 ± 0.13 и 2.56 ± 0.33 радиусов Земли (большие погрешности в определении радиусов планет вызваны значительной погрешностью в определении радиуса звезды, поскольку глубина транзита пропорциональна величине (rpl/Rstar)2).
Как и для остальных звезд выборки, для Kepler-106 была проделана стандартная процедура валидации (предварительного подтверждения транзитных кандидатов). Снимки окрестностей звезды, сделанные с помощью системы адаптивной оптики ARIES, показали отсутствие подозрительных фоновых звезд, а спектр Kepler-106 оказался лишен признаков дополнительных звездных спектров. Измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES позволили оценить массы обеих крупных планет Kepler-106 c и Kepler-106 e, тогда как массы двух маленьких планет измерить не удалось.
Масса второй планеты Kepler-106 c оказалась равной 10.44 ± 3.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.28 ± 1.56 г/куб.см. Массу четвертой планеты оценили в 11.2 ± 5.8 масс Земли (соответственно, средняя плотность оказалась равной 3.1 ± 2.1 г/куб.см).

Авторы научной работы отмечают, что среди тех планет, у которых хоть как-то удалось измерить массу и оценить среднюю плотность, плотными (т.е. железокаменными или преимущественно железными) являются планеты небольших размеров (с радиусами < 1.5 радиусов Земли), тогда как все планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли оказались явно обогащенными летучими веществами.
Общая распространенность планет с радиусами 1-4 радиусов Земли ближе 0.5 а.е. от родительских звезд оценивается авторами в 30-50%. Заметим, что Солнечная система в эти 30-50% не входит: радиус Меркурия заметно меньше 1 радиуса Земли, а Венера вращается дальше 0.5 а.е. от Солнца.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.4195v1.pdf

 

 

17 февраля 2014
Количество надежных транзитных кандидатов Кеплера увеличилось до 3841
прямая ссылка на эту новость

13 февраля 2014 года команда Кеплера обновила список надежных транзитных кандидатов в планеты, обнаруженных одноименным космическим телескопом за 16 наблюдательных кварталов. Общее количество кандидатов, вошедших в список KOI, достигло 3841. Добавлено новых 239 кандидатов, из которых 50 расположены в обитаемой зоне своих звезд, причем у 5 из них радиус меньше 1.5 радиусов Земли.

К сожалению, у большинства небольших кандидатов погрешности в определении радиуса очень велики и сравнимы с измеряемой величиной.


Транзитные кандидаты Кеплера на плоскости «орбитальный период – радиус кандидата» (показаны красным цветом). Синим цветом показаны подтвержденные планеты.



«Старые» и «новые» кандидаты на плоскости «орбитальный период – радиус кандидата». Голубым цветом показаны кандидаты, обнаруженные к январю 2014 года, фиолетовым – кандидаты, представленные 13 февраля 2014 года, зеленым – «новые» кандидаты, расположенные в обитаемой зоне своих звезд. Диаграмма любезно предоставлена Виктором Ясинским.

Как мы видим, среди новых кандидатов преобладают небольшие планеты со сравнительно долгими орбитальными периодами, для которых наблюдалось всего 3-4 транзита. Фактически, команда Кеплера приступила к открытию аналогов Венеры и подобралась к открытию аналогов Земли. Обработка фотометрических данных продолжается, нас еще ждут новые открытия!

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

 

 

10 февраля 2014
Планетный урожай Кеплера (часть I)
прямая ссылка на эту новость

В конце прошлого года команда Кеплера вместе с Калифорнийской группой подвели итог масштабного научного исследования, результатом которого стало подтверждение планетной природы 49 планет в 22 планетных системах (из которых 42 планеты – транзитные, а 7 – не транзитные). Каждая из выбранных звезд подверглась тщательной многоступенчатой проверке для исключения астрофизических явлений, которые могут имитировать транзитные сигналы и приводить к ложным открытиям. Так, для каждой из звезд были получены спектры высокого разрешения для исключения наличия звездных компаньонов и уточнения параметров самих звезд, и проведена съемка окрестностей на 2.6-3 метровых наземных телескопах, оснащенных системами адаптивной оптики, для исключения затменно-переменных двойных фона, расположенных на малом угловом расстоянии от целевых звезд. Далее для каждой из звезд было сделано несколько замеров лучевой скорости с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека. Для измерения лучевой скорости отбирались только звезды ярче 14.5 видимой звездной величины, чтобы погрешность каждого замера не превышала 2-3 м/сек.
В результате у ряда планетных кандидатов методом измерения лучевых скоростей была измерена масса, а для остальных – получены хорошие верхние пределы, дающие ограничения на их химический состав. В ближайшие дни я буду подробно рассказывать о каждой из этих систем.

Сегодня речь пойдет о четырех планетах размерного класса суперземель, получивших наименования Kepler-93 b, Kepler-97 b, Kepler-98 b и Kepler-99 b. Все они расположены на тесных круговых орбитах с периодами от 1.54 до 4.73 земных суток, все нагреты до высоких температур. Масса каждой из них была измерена спектрографом HIRES (хотя погрешности измерений частенько оказываются сравнимы с измеряемой величиной).

Kepler-93 (KOI-69, KIC 3544595)
Kepler-93 b – суперземля радиусом 1.50 ± 0.03 радиусов Земли, вращающаяся на расстоянии 0.054 а.е. от солнцеподобной звезды спектрального класса G5 V и делающая один оборот за 4.72674 земных суток. Формально масса, измеренная спектрографом HIRES, составляет 2.59 ± 2.0 земных масс, что с достоверностью 2 сигма совместимо с нулем. Поэтому авторы статьи осторожно дают только верхний предел на массу этой планеты – 4.4 земных масс, что приводит к верхнему пределу на среднюю плотность 7.2 г/куб.см. Как мы видим, планета Kepler-93 b может оказаться как железокаменной, как и обогащенной летучими элементами, вплоть до мини-нептуна.
Дополнительный линейный дрейф лучевой скорости звезды говорит о том, что в этой системе есть еще как минимум одна планета с массой больше 3 масс Юпитера и орбитальным периодом больше 4 лет.

Kepler-97 (KOI-292, KIC 11075737)
Kepler-97 b – еще одна суперземля с радиусом 1.48 ± 0.13 радиусов Земли, вращающаяся вокруг солнцеподобной звезды немного легче и холоднее Солнца. Ее орбитальный период – 2.58664 земных суток, большая полуось орбиты 0.036 а.е. Масса этой планеты, измеренная спектрографом HIRES, оценивается в 3.51 ± 1.9 земных масс, что приводит к средней плотности 5.44 ± 3.48 г/куб.см. Авторы статьи и тут с сожалением замечают, что масса планеты отличается от нуля с достоверностью всего в 2 сигма, и приводят верхний предел – 9.1 масс Земли. Поскольку средняя плотность планеты в этом случае оказывается нереалистично большой (14 г/куб.см), скорее всего, ее реальная масса оказывается близкой к оценке, полученной RV-методом.
На расстоянии 0.37 ± 0.01 угловых секунд от звезды Kepler-97 расположен звездный компаньон на 2.7 звездных величин слабее ее. Дополнительная проверка этой звезды показала, что она не является затменно-переменной двойной и не имитирует транзитный сигнал на кривой блеска Kepler-97. Однако этот компаньон может отвечать за наблюдаемый дополнительный дрейф лучевой скорости звезды Kepler-97. Формально (согласно измерениям лучевой скорости) в системе есть еще небесное тело с орбитальным периодом больше 789 земных суток и массой больше 1.08 масс Юпитера, однако является ли оно звездой-спутником или другой планетой, пока не известно.

Kepler-98 (KOI-299, KIC 2692377)
Kepler-98 b заметно больше по своим размерам, чем две рассмотренные выше планеты – ее радиус оценивается в 1.99 ± 0.22 радиусов Земли. Скорее всего, она является мини-нептуном, о чем говорит ее масса (3.55 ± 1.6 масс Земли) и средняя плотность (2.2 ± 1.2 г/куб.см). Планета вращается вокруг солнцеподобной звезды на расстоянии 0.026 а.е. и делает один оборот за 1.54168 земных суток. Верхний предел на массу этой планеты составляет 6.4 масс Земли, что приводит к верхнему пределу на среднюю плотность в 3.9 г/куб.см. Это значит, что планета в любом случае не может быть чисто железокаменной и неизбежно включает в себя заметное количество летучих веществ – водяного пара и/или водорода и гелия.

Kepler-99 (KOI-305, KIC 6063220)
Наконец, Kepler-99 b – еще одна планета с радиусом ~1.5 радиусов Земли (более строго он оценивается в 1.48 ± 0.08 земных радиусов). Ее масса равна 6.15 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 10.9 ± 2.8 г/куб.см. В отличие от предыдущих планет, состав которых неясен, Kepler-99 b – явная железокаменная планета, этакий супермеркурий. Она вращается вокруг своей звезды – оранжевого карлика спектрального класса K – на расстоянии 0.05 а.е. и делает один оборот за 4.60358 земных суток.

Изучение планет Кеплера показывает, что планеты размером 1.5-2 радиусов Земли могут иметь самый разный состав и среднюю плотность – от мини-нетунов с заметным содержанием льдов и водородно-гелиевой оболочкой до железокаменных планет земного типа. Однако планеты с радиусом в 2 радиуса Земли и выше все имеют низкую среднюю плотность, что говорит о существенной доле летучих в их составе.

Зависимость плотности транзитных планет от их радиуса. Отображены 30 планет, для которых погрешность в определении средней плотности меньше 6.5 г/куб.см.
Формальная отрицательная плотность некоторых планет говорит о том, что получены только верхние пределы, и необходимы дальнейшие наблюдения.

Хорошо видно, что с ростом размера планет их средняя плотность быстро падает.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.4195v1.pdf

 

 

7 февраля 2014
Измерен наклон орбит к звездному экватору у двух транзитных горячих гигантов WASP-20 b и WASP-28 b
прямая ссылка на эту новость

Изменение средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты по ее диску (т.н. эффект Мак-Лафлина) позволяет измерить угол наклона оси орбиты планеты к оси вращения звезды. В Солнечной системе эти углы достаточно малы (так, для Земли он близок к 7°), однако многие транзитные горячие юпитеры демонстрируют сильный наклон своих орбит к звездному экватору. Некоторые из них находятся на полярных (HAT-P-30 b, WASP-1 b) и даже ретроградных орбитах (WASP-2 b, WASP-17 b).

Резкий наклон орбит планет к экватору звезды отражает их бурную динамическую историю. Вероятнее всего, значительная часть горячих юпитеров оказалась на своих текущих орбитах в результате планет-планетного рассеяния с последующим скруглением получившихся высокоэксцентричных орбит приливными силами. Альтернативная гипотеза происхождения горячих юпитеров (миграция в протопланетном диске) предсказывает малый наклон орбит планет к звездному экватору. Пока из 74 планет, у которых был измерен этот наклон, 33 находятся на резко наклоненных орбитах и 10 – на ретроградных.

Интересно, что доля планет на наклонных орбитах заметно увеличивается для звезд с температурой фотосферы выше ~6250К (т.е. с массой больше 1.2 масс Солнца). Ученые объясняют это тем, что у сравнительно горячих звезд конвективная оболочка становится слишком тонкой, приливные силы, стремящиеся развернуть орбиту планеты и приблизить ее плоскость к плоскости звездного экватора, слабеют, и планета долго остается на наклонной орбите. В то же время приливные силы со стороны более холодных звезд, у которых внешняя конвективная оболочка более протяженная и массивная, оказываются сильнее, и орбита планета сравнительно быстро (за несколько миллиардов лет) «забывает» свою динамическую историю, оказываясь на проградной круговой орбите, расположенной в плоскости экватора звезды.

6 февраля 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению наклона орбит к экватору звезды у двух транзитных горячих гигантов WASP-20 b и WASP-28 b. Как оказалось, планета WASP-20 b была открыта еще в 2011 году, но в тот момент я ее прозевала, в базу не добавила и ничего о ней не написала. Исправляю эту оплошность.

Итак, WASP-20 b – рыхлый горячий сатурн, вращающийся вокруг своей звезды на расстоянии 0.0600 ± 0.0007 а.е. (9.3 звездных радиусов) и делающий один оборот за 4.9 земных суток. При массе 0.31 ± 0.02 масс Юпитера его радиус достигает 1.46 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности всего 0.13 +0.02/-0.01 г/куб.см. Эффективная температура планеты, вычисленная в предположении нулевого альбедо, составляет 1379 ± 32К.
Родительская звезда WASP-20 немного массивнее и ярче Солнца. Ее спектральный класс F9, масса на 20 ± 4%, а радиус на 39 ± 4.4% превышают массу и радиус Солнца, соответственно. Возраст звезды оценивается в 7 +2/-1 млрд. лет.

Наклон орбиты планеты WASP-20 b оценивается в 8.1 ± 3.6°, а наклон орбиты горячего гиганта WASP-28 b – в 8 ± 18° (такая большая погрешность вызвана низким прицельным параметром этой планеты, которая заходит на звездный диск близко к его краю).

Поскольку характерное время «разворота» орбит этих планет (т.е. приведения их в экваториальную плоскость звезды) превышает 1012 лет, авторы статьи делают вывод, что обе планеты оказались на своих орбитах в результате миграции в протопланетном диске, а не в результате планет-планетного рассеяния.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1402.1482.pdf

 

 

3 февраля 2014
Kepler-413 b: теплый нептун в иерархической тройной звездной системе
прямая ссылка на эту новость

До открытия внесолнечных планетных систем считалось, что планеты могут быть только у одиночных звезд. Убежденность в этом была так сильна, что поначалу двойные звезды исключались из списков целей экзопланетных обзоров. Однако в дальнейшем выяснилось, что кратность звезд – вовсе не препятствие к наличию у них планет. Планеты стали находить как у компонентов широких звездных пар (в этом случае они вращались вокруг одной из звезд пары), так и в тесных двойных системах (и тогда они вращались вокруг звездной пары как целого). Системы первого типа стали называть S-системами, системы второго типа – P-системами.

28 января 2014 года группа Кеплера объявила об открытии еще одной P-системы Kepler-413 (KIC 12351927). Она устроена довольно сложно. Две звезды спектральных классов K и M вращаются вокруг общего центра масс по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1015 а.е. и эксцентриситетом 0.037 ± 0.002, и делают один оборот за 10.116 земных суток. Масса первой звезды (компонента A) оценивается в 0.820 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.776 ± 0.009 солнечных радиусов, масса и радиус второй звезды (компонента B) – соответственно, в 0.542 ± 0.008 масс Солнца и в 0.484 ± 0.024 радиусов Солнца. Наклонение плоскости орбиты двух звезд к лучу зрения составляет 87.3 ± 0.1°, поэтому система является затменно-переменной (поскольку светимость компонента B составляет всего около 6% светимости компонента A, главное ослабление блеска системы происходит, когда более тусклый красный карлик затмевает более яркий оранжевый).
На расстоянии 1.6 угловых секунд от звездной пары KIC 12351927(AB) расположена третья звезда, которая на 2.8 звездных величин слабее компонента A. Авторы статьи оценивают вероятность того, что эта звезда является фоновой, всего в 0.2% (соответственно, с вероятностью 99.8% компонент C физически связан с парой A и B, являясь внешним компонентом иерархической тройной звездной системы).

Вокруг звезд A и B как целого вращается планета радиусом 4.35 ± 0.1 радиусов Земли. Ее орбита немного (на ~2.5°) наклонена к плоскости орбиты двух звезд, поэтому из-за прецессии она является то транзитной, то не транзитной. После серии нескольких транзитов, разделенных периодом ~66 земных суток, наступает ~800-суточный период невидимости, когда планета не пересекает звездный диск. Потом серия из нескольких транзитов повторяется. Полный период прецессии орбиты Kepler -413 b оценивается в 11 лет.
Масса планеты пока неизвестна. По отсутствию заметных вариаций времени наступления звездных затмений был получен только грубый верхний предел – 10 масс Юпитера, что подтверждает ее планетную природу, но ничего не говорит о ее химическом составе.

Орбита «нептуна» является слегка эллиптической, температурный режим близок к температурному режиму Венеры. Освещенность, создаваемая на планете обеими родительскими звездами, меняется довольно сложным образом от 1.64 до 3.86 в единицах той освещенности, что создает Солнце на орбите Земли (среднее значение – 2.42).


Орбитальная конфигурация системы Kepler -413. Зеленым цветом показан диск и орбита компонента A (оранжевого карлика), красным цветом – диск и орбита компонента B (красного карлика), синим цветом – прецессирующая орбита планеты Kepler -413 b . Орбита планеты показана для 1/8 периода прецессии, составляющего 11 лет. Слева – вид на систему «сверху», справа – вид «спереди» (так, как ее видит «Кеплер»).

Интересно, что величина большой полуоси орбиты Kepler-413 b (0.355 а.е.) примерно на 37% превышает расстояние, на котором орбита планеты стала бы неустойчивой. Многие другие транзитные планеты в P-системах находятся еще ближе к опасной черте. Авторы статьи приходят к несколько парадоксальному выводу, что планетам даже легче образоваться в тесной двойной системе, нежели у одиночной звезды. Численное моделирование показывает, что поверхностная плотность протопланетного диска, окружающего тесную двойную звезду, имеет максимум как раз вблизи снеговой линии, что способствует образованию пыли, а в дальнейшем – планетезималей и планет.

Будущие наблюдения покажут, насколько справедлив этот вывод.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.7275.pdf

 

 

30 января 2014
HD 4203 c: эксцентричный аналог Юпитера
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных открытий, сделанных на заре экзопланетных исследований, стало обнаружение высокого эксцентриситета орбит внесолнечных планет-гигантов. В отличие от массивных планет Солнечной системы, орбиты которых близки к круговым (эксцентриситет не превышает 0.1), многие внесолнечные планеты-гиганты вращались вокруг своих звезд по орбитам, больше приличествующим кометам. Рекордсменом здесь является планета HD 80606 b, которая при массе около 4 масс Юпитера движется по орбите с эксцентриситетом ~0.934! Позже были открыты и «нормальные» аналоги Юпитера на орбитах с небольшим эксцентриситетом, однако наличие эксцентричных планет по-прежнему требует объяснения.

Одной из гипотез, непринужденно объясняющих «искаженные» орбиты многих экзопланет-гигантов, является гравитационное влияние со стороны звезды – компаньона в двойной звездной системе. Если планета вращается вокруг одной из звезд пары, то гравитационные возмущения со стороны второй звезды вполне могут сделать ее орбиту эксцентричной. Чтобы проверить эту гипотезу, группа американских астрономов под руководством Стефана Кейна (Stephen R. Kane) провела поиск звездных компаньонов у четырех звезд, имеющих планеты-гиганты на эксцентричных (e > 0.5) орбитах: HD 4203, HD 168443, HD 1690 и HD 137759. Поиски проводились на 8-метровом телескопе «Северный Близнец» (Gemini North telescope), расположенном на Гавайях.

Несмотря на отличные условия видимости, никаких звездных компаньонов обнаружить не удалось (во всяком случае, на угловом расстоянии 0.05-1.4 угловых секунд, что при дальности 30 пк соответствует линейному расстоянию 1.5-42 а.е.). Если рядом с этими звездами и есть массивные спутники, искажающие орбиты планет, то они более чем на 5 звездных величин слабее родительских звезд.

Проведя дополнительные измерения лучевых скоростей у одной из выбранных звезд, HD 4203, с помощью спектрографа HIRES, Стефан Кейн с коллегами обнаружил рядом с ней вторую планету-гигант на широкой орбите. Возможно, высокий эксцентриситет внутренней планеты в этой системе объясняется гравитационным взаимодействием с внешней планетой. Высокий эксцентриситет орбит планет у остальных трех звезд пока остается необъяснимым.

HD 4203 (HIP 3502) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G5. Ее масса оценивается в 1.13 +0.03/-0.01 солнечных масс, радиус – в 1.33 солнечных радиусов, возраст достигает ~9 млрд. лет. В 2001 году рядом с ней была обнаружена планета-гигант HD 4203 b с минимальной массой (параметром m sin i) 2.1 масс Юпитера на 432-дневной орбите, эксцентриситет которой достигал ~0.52.

За прошедшие годы было сделано еще 38 замеров лучевой скорости звезды HD 4203 с помощью спектрографа HIRES. Анализ полученных данных привел группу Кейна к выводу, что вокруг нее вращается еще один гигант HD 4203 c с минимальной массой 2.17 ± 0.52 масс Юпитера и периодом 6700 ± 4500 земных суток (18.3 ± 12.3 лет). Огромные погрешности объясняются тем, что внешняя планета еще не завершила полный оборот вокруг звезды.
Эксцентриситет орбиты внешней планеты оценивается в 0.24 ± 0.13, т.е. он довольно умеренный. Температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Дополнительные измерения лучевой скорости звезды HD 4203 в ближайшие несколько лет позволят значительно уточнить все параметры планеты HD 4203 c.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.1544v1.pdf

 

 

29 января 2014
Kepler-412 b: транзитный горячий гигант с низким альбедо
прямая ссылка на эту новость

Транзитный кандидат у звезды KOI-202 (KIC 7877496) был представлен группой Кеплера еще 2 февраля 2011 года в числе других 1235 кандидатов. Кривая блеска звезды демонстрировала четкий транзитный сигнал глубиной около 1% и продолжительностью 2.1 часа, что говорило о возможном наличии рядом с ней транзитной планеты-гиганта. За проверку планетной природы этого кандидата взялась группа европейских астрономов под руководством M. Deleuil, работающая на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса с помощью спектрографа SOPHIE. Точность этого спектрографа заметно ниже точности «зубров» RV-метода – спектрографов HARPS и HIRES, но ее более чем хватает для измерения массы транзитных планет-гигантов.
Одновременно с измерением массы планеты M. Deleuil с коллегами существенно уточнили свойства родительской звезды.

Kepler-412 (KOI-202) удалена от нас на 1056 ± 36 пк. Эта звезда немного массивнее и больше Солнца, при этом температура ее фотосферы близка к солнечной (спектральный класс – G3 V). Масса звезды оценивается в 1.17 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.04 солнечных радиусов, возраст составляет 5.1 ± 1.7 млрд. лет. Kepler-412 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их почти в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Сделав 6 замеров лучевой скорости звезды Kepler-412 с помощью спектрографа SOPHIE, европейские астрономы обнаружили ее колебания с амплитудой ~140 м/сек и периодом, соответствующим периоду транзитного кандидата. Таким образом, стало ясно, что транзитный кандидат у звезды KOI-202 – действительно планета с массой порядка массы Юпитера.

Более точно масса планеты Kepler-412 b оценивается в 0.94 ± 0.085 масс Юпитера, радиус достигает 1.325 ± 0.043 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.50 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0296 ± 0.0008 а.е. (~5 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.72086 земных суток.

Сравнение параметров планеты Kepler-412 b с моделями внутреннего строения сильно нагретых планет-гигантов показало, что она содержит заметное количество тяжелых элементов. По мнению Deleuil с коллегами, масса ядра достигает 31 ± 11 масс Земли, или 11 ± 4% полной массы планеты.

Исключительная точность фотометрических данных, полученных Кеплером, позволила обнаружить на кривой блеска системы вторичный минимум (незначительное ослабление блеска системы в тот момент, когда планета заходит за звездный диск) глубиной около 400 ppm. Это позволило оценить яркостную температуру дневного полушария планеты Kepler-412 b – 2380 ± 40К, что очень близко к эффективной температуре (2336 ± 17К) в предположении нулевого альбедо и неэффективного переноса тепла на ночную сторону планеты. Альбедо планеты составляет всего 1.3 +1.7/-1.3%, если считать излучение дневного полушария чисто тепловым, и 9.4 ± 1.5% – если считать его полностью отраженным. Скорее всего, истина лежит где-то посередине, что в любом случае говорит о низком (на уровне нескольких процентов) альбедо этого горячего юпитера.

Неожиданно высокой оказалась температура ночного полушария планеты Kepler-412 b – 2154 ± 83К. По-видимому, нагрев атмосферы гиганта вызван не только звездным светом, но и внутренними источниками энергии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.6811.pdf

 

 

26 января 2014
О гейзерах на Европе
прямая ссылка на эту новость

Европа – второй по удаленности галилеев спутник Юпитера. Ее масса составляет 4.8 1022 кг (65.3% массы Луны), радиус близок к 1565 км (90% лунного радиуса), что приводит к средней плотности около 3 г/куб.см. Европа вращается вокруг Юпитера по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 671 тыс.км и делает один оборот за 3.55 земных суток.

Средняя плотность Европы говорит о том, что большая ее часть сложена каменными породами, однако поверхность спутника покрыта водяным льдом. Судя по малому количеству ударных кратеров, возраст поверхности не превышает 50 млн. лет. Снимки автоматических межпланетных станций, пролетавших мимо Европы («Вояджеров-1,2» и «Галилео»), показывают ледяную поверхность, исчерченную многочисленными трещинами и разломами.


Снимок поверхности Европы, полученный АМС «Галилео» 20 февраля 1997 года с расстояния 2 тыс. км. Область, показанная на снимке, имеет размеры 17х14 км.

По мнению ученых, Европа прошла гравитационную дифференциацию и теперь включает в себя металлическое ядро, мантию из скальных пород и ледяную кору, причем толщина коры близка к 100 км. Многие факты свидетельствуют в пользу гипотезы, что часть льда расплавилась, образуя глобальный подледный океан (скорее всего, соленый, подобно океанам Земли). Толщина льда пока остается неизвестной; по расчетам разных авторов, она может составлять от 2-5 до 20 км.


Схема внутреннего строения Европы (слева). Справа - схема строения ее внешнего 100-километрового водно-ледяного слоя.

Поиск гейзеров или криовулканов на поверхности Европы проводился неоднократно, но до сих пор не давал положительных результатов. Однако было замечено, что многие трещины окружены размытыми ореолами, как будто из них били фонтаны красноватой ледяной пыли, которая потом оседала на поверхность.


Комбинированный снимок поверхности Европы, сделанный АМС «Галилео» в феврале 1997 года. Информация о цвете поверхности была получена из снимков сравнительно низкого разрешения, сделанных через 3 фильтра (фиолетовый, зеленый, ближний ИК с длиной волны 1 мкм), и наложена на мозаику высокого разрешения. Лед вокруг некоторых трещин окружен размытыми ореолами красноватых и зеленоватых оттенков.

Ультрафиолетовый спектрометр «Галилео» и наблюдения с космического телескопа им. Хаббла показали, что Европа окружена эфемерной кислородной атмосферой, чья интегральная плотность составляет всего 1018-1019 молекул на квадратный метр. Излучение в линиях атомарного кислорода на волнах 130.4 нм и 135.6 нм показало, что атмосфера Европы очень изменчива, ее плотность заметно меняется в зависимости от положения на местности и времени наблюдений. А в декабре 2012 года кроме линий атомарного кислорода в спектре Европы была замечена сильная линия атомарного водорода Лайман-альфа с длиной волны 121.6 нм.


Снимки Европы в линиях водорода (верхний ряд) и кислорода (средний и нижний ряды). В октябре 1999 и в ноябре 2012 года нет никаких признаков наличия гейзеров, однако они есть на снимках, сделанных в декабре 2012 года.

Атомарные водород и кислород возникают в результате разрушения молекул водяного пара энергичными электронами радиационных поясов Юпитера, в которые погружена Европа. Моделирование излучения Европы в линиях атомарных водорода и кислорода (с учетом наличия постоянной кислородной атмосферы) показало, что данные наблюдений лучше всего объясняются наличием двух облаков водяного пара высотой 200 км и шириной 250 км с интегральной плотностью 1020 молекул H2O на квадратный метр. Выбросы пара происходили из трещин вблизи южного полюса Европы, причем начальная скорость выбросов достигает ~700 м/сек, что говорит о его температуре выше 230К (т.е. выше -43°С).

Выбросы пара происходили в тот момент, когда Европа проходила апоцентр своей орбиты. В этой точке приливные силы со стороны Юпитера приводят к максимальному раскрытию трещин в районе южного полюса. Интересно, что мощность гейзеров Энцелада также достигает максимума во время прохождения им апоцентра своей орбиты. Однако поток водяного пара из трещин на поверхности Европы достигал 5 тонн в секунду, что примерно в 25 раз превышает мощность потока гейзеров Энцелада (~200 кг/сек).

Информация получена: http://www.lpi.usra.edu/opag/jan2014/presentations/8_Roth.pdf
http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Europa&Display=Facts&System=Metric
http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Jupiter?subselect=Target%3AEuropa%3A

 

 

25 января 2014
Два новых аналога Юпитера от Англо-Австралийского планетного обзора
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера, обнаруживший более 3.5 тысяч планетных кандидатов, показал как широкую распространенность планетных систем, так и их удивительное разнообразие. Однако геометрическая вероятность транзитной конфигурации падает обратно пропорционально расстоянию между планетой и ее звездой, поэтому планеты на широких орбитах (аналоги Юпитера и Сатурна в Солнечной системе) оказываются для транзитного метода недоступными. Для изучения планет, удаленных от своих звезд на 3-5 а.е и больше, применяется метод измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Англо-Австралийский планетный обзор (Anglo-Australian Planet Search, AAPS) мониторит лучевые скорости 120 спокойных ярких звезд уже более 15 лет. Длительные ряды наблюдений позволяют обнаруживать планеты с периодами 10-15 лет, что сравнимо с орбитальным периодом Юпитера. Точность измерения лучевых скоростей (3 м/сек или немного лучше), достигаемая с помощью спектрографа UCLES, к сожалению, недостаточна для поиска легких планет (нептунов и суперземель), поэтому обзор посвящен поиску долгопериодических планет-гигантов – аналогов Юпитера.

22 января 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья участников Англо-Австралийского обзора, посвященная открытию двух планет-гигантов, удаленных от своих звезд на ~5 а.е.

Звезда HD 114613 (HR 4979, GJ 9432, HIP 64408) удалена от нас на 20.67 ± 0.13 пк. Она видна невооруженным глазом в созвездии Центавра (видимая звездная величина +4.85). Масса звезды оценивается в 1.36 солнечных масс, радиус примерно вдвое превышает солнечный. По всей видимости, HD 114613 недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 114613 b оценивается в 0.48 ± 0.04 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 5.16 ± 0.13 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.08, и делает один оборот за 3827 ± 105 земных суток (~10.5 лет). Температурный режим планеты соответствует Главному поясу астероидов в Солнечной системе.

Вторая планета, представленная в статье – HD 154857 c – обнаружена в системе, где ранее уже была открыта одна планета.
HD 154857 (HIP 84069) – звезда, параметры которой у разных авторов различаются почти в 2 раза. Ее спектральный класс G5 (в этом разночтений нет), зато масса оценивалась и в 1.27 +0.35/-0.29 солнечных масс, и в 2.1 ± 0.3 солнечных масс, и в 1.72 ± 0.03 солнечных масс – к последней оценке склоняются и авторы статьи. Такая же неопределенность с ее радиусом – среди источников попадаются оценки в 1.76 ± 0.06 солнечных радиусов и в 2.31 +0.17/-0.10 солнечных радиусов. Почти наверняка эта звезда тоже уже покинула главную последовательность и начала превращаться в красный гигант.
В 2004 году рядом с HD 154857 была обнаружена планета-гигант HD 154857 b с минимальной массой 2.24 масс Юпитера и орбитальным периодом около 400 земных суток. Планета с температурным режимом Венеры вращалась по эксцентричной ( e ~ 0.47) орбите на среднем расстоянии ~1.3 а.е. от звезды. Уже тогда в данных был замечен дополнительный дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в системе еще одной планеты. Однако понадобилось еще 10 лет, чтобы внешняя планета завершила полный оборот вокруг звезды и позволила более-менее точно определить свои параметры.

Итак, минимальная масса гиганта HD 154857 c – 2.58 ± 0.16 масс Юпитера. В отличие от орбиты внутренней планеты орбита внешней близка к круговой, ее эксцентриситет всего 0.06 ± 0.05. Орбитальный период внешней планеты – 3452 ± 105 земных суток (~9.5 лет), температурный режим также близок к температурному режиму Главного пояса астероидов.

Наклонения орбит планет в обеих системах, а значит, и их истинные массы будут измерены астрометрическим телескопом «Гайя».

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.5525.pdf

 

 

22 января 2014
HAT-P-49 b: новый транзитный горячий гигант от HATNet
прямая ссылка на эту новость

К настоящему моменту известно более тысячи внесолнечных планет, из которых примерно треть является транзитными – т.е. регулярно проходят по дискам своих звезд. Изучение транзитных планет позволяет определить их массу и радиус (а значит – получить важные ограничения на химический состав), наклон орбиты планеты к экватору звезды, химический состав атмосферы планеты, и многие другие характеристики.
Эффективным средством поиска транзитных планет являются наземные транзитные обзоры SuperWASP и HATNet. Правда, из-за замывающего влияния земной атмосферы и избранной стратегии наблюдений они обнаруживают только транзитные горячие юпитеры. Не стала исключением и новая планета HAT-P-49 b.

Звезда HAT-P-49 (она же HD 340099) удалена от нас на 322 +24/-13 пк. Ее спектральный класс – ранний F (температура фотосферы оценивается в 6820 ± 52К), масса достигает 1.54 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 1.83 +0.14/-0.08 солнечных радиусов, светимость близка к 6.5 светимостей Солнца. По-видимому, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст равен 1.5 ± 0.2 млрд. лет.

Масса планеты HAT-P-49 b оценивается в 1.73 ± 0.2 масс Юпитера, радиус – в 1.41 +0.13/-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.75 ± 0.17 г/куб.см, типичной для горячих юпитеров. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0438 ± 0.0005 а.е. (~5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.69155 земных суток. Эксцентриситет орбиты планеты не превышает 0.212 (с достоверностью 95%).

Авторы открытия отмечают, что HAT-P-49 b вращается вокруг одной из самых массивных звезд, у которых были открыты горячие юпитеры.

Из-за высокой скорости вращения звезды (на экваторе – до 16 км/сек) система HAT-P-49 является прекрасной целью для будущих измерений наклона орбиты планеты к звездному экватору с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.5460.pdf

 

 

17 января 2014
WASP-103 b: горячий гигант на грани приливного разрушения
прямая ссылка на эту новость

13 января 2014 года обзор SuperWASP объявил об открытии очередного транзитного горячего гиганта. Новая планета отличается коротким (всего 22.2 часа) периодом обращения, сильно нагрета (до ~2500 K), а главное – ее орбита проходит на расстоянии всего 3 звездных радиусов. По расчетам авторов открытия, расстояние между планетой и звездой всего на 16 ± 5% превышает размер предела Роша звезды WASP-103 – т.е. области, внутри которой планета-гигант будет разрушена приливными силами.

Звезда WASP-103 удалена от нас на 470 ± 35 пк. Ее спектральный класс F8 V, масса оценивается в 1.22 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.44 +0.05/-0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.59 раза превышает светимость Солнца.
Звезда наблюдалась обзором SuperWASP в 2010, 2011 и 2012 годах, всего было получено 11565 фотометрических замеров. Летом 2013 года кривую блеска звезды сняли с гораздо лучшим качеством на телескопах Эйлера и TRAPPIST, а массу планеты измерили методом лучевых скоростей на спектрографе CORALIE.

Как оказалось, масса планеты WASP-103 b равна 1.49 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – 1.53 +0.07/-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.55 +0.06/-0.07 г/куб.см. Форма планеты под действием приливных сил со стороны звезды должна заметно отклоняться от сферической.

Однако, как это ни странно, WASP-103 b далеко не самая близкая к пределу Роша известная планета. Авторы открытия нашли, что горячие гиганты WASP-19 b и WASP-12 b еще ближе к приливному разрушению, чем WASP-103 b.

Известные транзитные горячие гиганты
(масса больше 0.2 масс Юпитера, период короче 12 земных суток) на плоскости «расстояние до родительской звезды - масса планеты», причем расстояние до звезды выражено в единицах предела Роша. Планета WASP-103 b показана синим цветом, красным цветом показаны планеты WASP-19 b, WASP-12 b и OGLE-TR-56 b.

Планеты, приблизившиеся к своей звезде ближе предела Роша (на графике - ближе единицы), будут разорваны приливными силами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.2784.pdf

 

 

15 января 2014
Удивительно низкая плотность планет в системе Kepler-51
прямая ссылка на эту новость

Трехпланетная система Kepler-51 (KOI-620, KIC 11773022) была анонсирована в августе 2012 года. Она включает в себя три транзитных кандидата с орбитальными периодами 45.16, 85.31 и 130.18 земных суток и радиусами 7.1 ± 0.3, 9.0 +2.8/-1.7 и 9.7 ± 0.5 радиусов Земли (от внутренней планеты к внешней). Орбитальные периоды транзитных кандидатов оказались близки к резонансу 3:2:1, что сделало возможным подтверждение их планетной природы методом тайминга транзитов.

Предварительный анализ тайминга транзитов двух внутренних планет, проведенный еще летом 2012 года, показал, что оба объекта вращаются вокруг одной звезды. Тогда же были получены верхние пределы на их массы, исходя из условия динамической устойчивости системы: 3.26 и 2.3 масс Юпитера. Тем самым было показано, что два внутренних транзитных кандидата являются планетами и входят в состав одной системы. Третья, самая внешняя планета на тот момент осталась в статусе планетного кандидата.

13 января 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья японского астронома Кэнто Масуды (Kento Masuda), посвященная анализу вариаций времени наступления транзитов в этой системе за 16 наблюдательных кварталов Кеплера (т.е. за все 4 года наблюдений). Масуда показал, что внешняя планета KOI-620.02 также относится к этой системе, и оценил массы всех трех планет методом тайминга транзитов (TTV-методом). Массы планет оказались неожиданно низкими – всего 2.1 +1.5/-0.8, 4.0 ± 0.4 и 7.6 ± 1.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.03 +0.02/-0.01, 0.03 +0.02/-0.03 и 0.046 ± 0.009 г/куб.см (от внутренней планеты к внешней)!

Экзопланет с такой низкой плотностью мы еще не видели! Причем даже нельзя сказать, что подобная «рыхлость» планет системы Kepler-51 вызвана сильным нагревом: их эффективные температуры весьма умеренные и оцениваются в 543 ± 11, 439 ± 9 и 381 ± 8К. Можно было бы счесть, что в расчеты Масуды вкралась ошибка, если бы не многочисленные открытия других маломассивных «воздушных» планет в системах Kepler-11, Kepler-79, а также планет Kepler-30 d, Kepler-87 c и других.

Окончательно прояснить вопрос с планетами системы Kepler-51 должны наблюдения Северного HARPS`а, который определит их массы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.2885.pdf

 

 

9 января 2014
HATS-5 b: транзитный горячий сатурн от проекта HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Транзитные планеты (т.е. планеты, регулярно проходящие по диску своей звезды) интересны тем, что позволяют определить свою массу, радиус, состав атмосферы и наклон орбиты к звездному экватору, а также множество других характеристик. Это (а также относительная простота и дешевизна поисков транзитных планет) привело к организации множества проектов, занятых такими поисками. Однако все наземные транзитные обзоры ограничены в своих возможностях замывающим влиянием земной атмосферы и могут обнаруживать только транзитные планеты-гиганты. Не стала исключением и новая планета от обзора HATSouth («Южный HAT»).

Обзор HATSouth основан на наблюдениях с помощью трех одинаковых комплексов автоматических телескопов, расположенных в южном полушарии (в Намибии, в Чили и в Австралии). Каждый комплекс состоит из 4 астрографов с апертурой 18 см, полем зрения 4х4° и разрешением камер 3.7 угловых секунд на пиксель. Проверка планетной природы обнаруженных транзитных кандидатов производится методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. 9 января 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная пятой планете, открытой в рамках этого обзора.

Итак, HATS-5 – поздний G-карлик массой 0.94 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 0.87 ± 0.02 солнечных радиусов и светимостью примерно в 54% от светимости Солнца. Звезда удалена от нас на 257 ± 8 пк. Она отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Масса планеты HATS-5 b оказывается равной 0.237 ± 0.012 масс Юпитера или примерно 79% массы Сатурна. Ее радиус оценивается в 0.912 ± 0.025 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.39 ± 0.04 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0542 ± 0.0006 а.е. (~13.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.76339 ± 0.00001 земных суток.


Планета HATS-5 b на плоскости «масса-радиус» на фоне других известных транзитных экзопланет с массой больше 0.1 масс Юпитера и периодом короче 10 суток (выделена красным). Черной линией показана модельная зависимость радиуса от массы для планеты-гиганта возрастом 4.5 млрд. лет с ядром из тяжелых элементов массой 10 масс Земли, удаленной от аналога Солнца на 0.045 а.е.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.1582.pdf

 

 

8 января 2014
KOI-314 c: «воздушная» планета земной массы
прямая ссылка на эту новость

8 января 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских ученых, которые пытаются обнаружить в данных Кеплера спутники экзопланет. Чтобы облегчить себе задачу, они сосредоточились на поиске спутников планет у 8 звезд красных карликов (из-за малого размера M-звезд транзиты небольших планет оказываются более глубокими, и их легче заметить). Никаких спутников они не нашли, зато в качестве побочного эффекта методом тайминга транзитов оценили массы двух внешних планет в системе KOI-314. Самая внешняя транзитная планета этой системы по массе оказалась сравнимой с Землей, но ее средняя плотность лишь немного превысила плотность воды!

KOI-314 (KIC 7603200) – красный карлик спектрального класса M1 V. Его масса оценивается в 0.57 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.05 солнечных радиусов, температура фотосферы близка к 3870К, а светимость составляет всего около 6% от светимости Солнца.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует 3 транзитных сигнала с периодами 10.313, 13.782 и 23.089 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней) ~0.45, ~1.6 и ~1.6 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 5:3 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы по вариациям времени наступления транзитов можно было бы оценить их массы. Влияние третьей, самой внутренней планеты KOI-314.03 обнаружить не удалось (что и не удивительно, учитывая ее малые размеры), так что она пока остается в статусе транзитного кандидата.

Амплитуда вариаций времени наступления транзитов внешней планеты достигала 21.7 минут, что позволило оценить массу второй планеты KOI-314 b в 3.83 +1.51/-1.26 масс Земли. При радиусе 1.61 ± 0.16 радиусов Земли это приводит к средней плотности 5 +3/-2 г/куб.см, совместимой с преимущественно железокаменным составом этой суперземли. Амплитуда вариаций времени наступления транзитов средней планеты оказалась существенно меньше, всего несколько минут. Соответственно меньшей оказалась и масса третьей планеты KOI-314 c – 1.01 +0.42/-0.34 масс Земли. При радиусе, близком к радиусу второй планеты, это приводит к средней плотности 1.31 +0.82/-0.54 г/куб.см. Внешняя планета при массе, близкой к массе Земли, оказалась воздушным «мини-нептуном» с протяженной атмосферой! По оценкам авторов статьи, атмосфера простирается на 17 +12/-13% радиуса планеты.


Планеты KOI-314 b и KOI-314 c на плоскости «масса-радиус» на фоне других известных транзитных планет. Линиями показаны модельные зависимости радиуса от массы для чисто ледяных, чисто каменных и чисто железных планет.

Сравнительно невысокое ускорение свободного падения на планете KOI-314 c (3.8 +2.0/-1.5 м/с2) и предполагаемая малая молекулярная масса газов, слагающих ее атмосферу, должны приводить к большой шкале высот, облегчающей трансмиссионную спектроскопию этой планеты (т.е. зависимость глубины транзита от длины волны, на которой этот транзит наблюдается). Авторы статьи оценили амплитуду возможных вариаций в 60 ppm (т.е. в 10% глубины транзита в белом свете). Это делает систему KOI-314 удобной целью для будущих спектральных исследований.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.1210v1.pdf

 

 

7 января 2014
Массивный и плотный горячий гигант CoRoT-27 b
прямая ссылка на эту новость

Границу, разделяющую планеты и коричневые карлики, можно определять по-разному. Один из вариантов заключается в наличии (или отсутствии) термоядерных реакций «горения» дейтерия в недрах интересующего нас небесного тела: если термоядерные реакции «горения» дейтерия происходят, перед нами коричневый карлик, если нет – планета-гигант. Другим вариантом определения может быть происхождение небесного тела: если оно образуется в протопланетном диске в результате аккреции на ядро, то это планета, а если в результате гравитационной неустойчивости газа в ядре гигантского молекулярного облака – то коричневый карлик. Изучение небесных тел с промежуточными свойствами представляет особый интерес и помогает лучше понимать разницу между массивными планетами и легкими коричневыми карликами.

Массивные планеты на сравнительно тесных орбитах очень редки, их известно всего несколько штук. Большинство из них вращается вокруг F-звезд, известна только одна транзитная планета-гигант с массой ~ 10 масс Юпитера, принадлежащая G-звезде (Kepler-75 b). Также прослеживается тенденция, что такие планеты находятся на сильно эксцентричных орбитах. Однако пока количество обнаруженных массивных планет мало, нельзя сказать, является ли эта тенденция статистической случайностью или отражает некую закономерность, которую надо объяснить.

6 января 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой массивной планеты CoRoT-27 b. Спутник CoRoT наблюдал звезду CoRoT-27 с 8 июля по 30 сентября 2011 года, т.е. в течение 83.5 земных суток. Для проверки планетной природы транзитного кандидата 29 сентября 2011 года окрестности звезды CoRoT-27 наблюдали на 1.2-метровом телескопе им Эйлера. В ближайших окрестностях звезды не нашлось подозрительных затменно-переменных двойных звезд, способных имитировать транзитный сигнал и проводить к ложному открытию. Наконец, в период с 14 июня по 21 августа 2012 года было сделано 13 замеров лучевой скорости звезды CoRoT-27 на спектрографе HARPS. Несмотря на низкий блеск родительской звезды (ее видимая звездная величина +15.54), были измерены колебания ее лучевой скорости с амплитудой 1326 ± 33 м/сек, что позволило достаточно точно определить массу и среднюю плотность транзитной планеты.

Масса планеты CoRoT-27 b оказалась равной 10.4 ± 0.55 масс Юпитера, радиус – 1.01 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 12.6 +1.9/-1.7 г/куб.см (вполне обычной для таких массивных планет). Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.065 с достоверностью 99%) на расстоянии 0.0476 ± 0.0066 а.е. (~9.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.57532 ± 0.00006 земных суток. Его эффективная температура оценивается в 1500 ± 130К.

Родительская звезда весьма напоминает наше Солнце, но, видимо, слегка массивнее и больше него. Масса звезды оценивается в 1.05 ± 0.11 солнечных масс, радиус – в 1.08 +0.18/-0.06 солнечных радиусов, спектральный класс, как и у Солнца, G2 V.

Планета CoRoT-27 b на плоскости «масса – период» и «масса – средняя плотность» на фоне других подтвержденных транзитных планет.


Планета CoRoT-27 b на плоскости «масса – эксцентриситет орбиты». Показаны подтвержденные транзитные планеты с периодами короче 10 земных суток и массами от 5 до 20 масс Юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.1122.pdf

 

 

3 января 2014
Планета GJ 1214 b окутана густыми облаками
прямая ссылка на эту новость

Планета GJ 1214 b была открыта в 2009 году наземным транзитным обзором MEarth. Она вращается вокруг красного карлика GJ 1214 на расстоянии 0.0148 а.е. (15.23 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.5804 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 575 ± 14К при нулевом альбедо, и 406 ± 11К при альбедо, равном 0.75 (альбедо Венеры).

Масса и радиус планеты GJ 1214 b несколько раз уточнялись, и теперь принимаются равными 6.2 ± 0.9 земных масс и 2.74 ± 0.06 земных радиусов, что приводит к средней плотности 1.6 ± 0.6 г/куб.см. Такая средняя плотность может соответствовать планетам с очень разным химическим составом: от мини-нептуна или океаниды до железокаменной планеты с протяженной водородно-гелиевой атмосферой. А значит, для выяснения природы планеты GJ 1214 b знания ее средней плотности мало, необходимы спектроскопические наблюдения и прямое изучение химического состава ее атмосферы.

Попытки выяснить химический состав атмосферы GJ 1214 b предпринимались давно. В 2011 году методами трансмиссионной спектроскопии (т.е. измерения зависимости глубины транзита планеты от длины световой волны, на которой наблюдался транзит) была уверенно исключена безоблачная атмосфера солнечного химического состава. Полученные данные неплохо описывались двумя разными моделями атмосферы GJ 1214 b – атмосферой из водяного пара (или других относительно тяжелых газов, например, таких, как азот), и водородно-гелиевой атмосферой с высокими плотными облаками. Последующие многочисленные наблюдения подтверждали эту картину, но не позволяли сделать выбор между двумя конкурирующими моделями.

Наконец, 30 декабря 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии планеты GJ 1214 b на космическом телескопе им. Хаббла. В период между 27 сентября 2012 года и 22 августа 2013 года авторы статьи провели наблюдения 15 транзитов GJ 1214 b в ближнем инфракрасном диапазоне на волнах от 1.1 до 1.7 мкм. Глубина транзита планеты была измерена в 22 каналах, что обеспечило спектральное разрешение λ/Δλ ~ 70. Если бы атмосфера планеты GJ 1214 b была безоблачной, но при этом состояла из относительно тяжелых газов (водяного пара, азота, угарного или углекислого газов), то спектральные признаки этих газов в атмосфере GJ 1214 b были бы обнаружены.

Однако ничего обнаружено не было.


Составной трансмиссионный спектр планеты GJ 1214 b по данным разных авторов. Черными точками показаны данные, полученные на Хаббле авторами статьи. Нижний график показывает диапазон 1.1-1.7 мкм в большем разрешении. Оранжевой линией показан модельный трансмиссионный спектр атмосферы солнечного химического состава, голубой линией – спектр атмосферы из водяного пара, зеленой линией – из метана, и красной линией – из углекислого газа.

Проанализировав полученные данные, авторы статьи исключили безоблачную атмосферу из водяного пара с достоверностью 16.1 сигма. Также были исключены: атмосфера из метана (достоверность 31.1 сигма), угарного газа (7.5 сигма), углекислого газа (5.5 сигма). Молекулярный азот не имеет полос поглощения в диапазоне 1.1-1.7 мкм, однако отсутствие каких-либо следов аммиака в атмосфере GJ 1214 b позволило авторам исключить атмосферу состава 99.9% азота + 0.1% водяного пара с достоверностью 5.6 сигма.
Поскольку безоблачная водородно-гелиевая атмосфера была исключена еще раньше, остается признать, что планета GJ 1214 b затянута плотной пеленой облаков.

Каковы могут свойства этих облаков?

Авторы статьи промоделировали облака в атмосфере планеты GJ 1214 b, исходя из следующих предположений. В качестве состава атмосферы была рассмотрена смесь водяного пара и водородно-гелиевой смеси солнечного состава, причем доля водяного пара варьировалась от 0.01 до 99.9%. Облака моделировались как серый (не окрашенный) оптически толстый слой ниже определенной высоты. Согласно этим расчетам, чтобы обеспечить наблюдаемое отсутствие в спектре GJ 1214 b каких-либо деталей, облака должны располагаться достаточно высоко, на уровне давлений 10-2 – 10-1 мбар.


Расчетная высота верхушек облаков в атмосфере из смеси водяного пара и водородно-гелиевой смеси солнечного состава. По горизонтальной оси снизу указана доля водяного пара в атмосфере, сверху - средняя молекулярная масса получившейся смеси. По вертикальной оси указано давление (в миллибарах) на уровне верхушек облаков.

При таких давлениях и температурах, царящих в атмосфере GJ 1214 b, конденсируются сульфид цинка ZnS и хлорид калия KCl. Однако для обеспечения требуемого уровня непрозрачности эти облака должны формироваться при существенно бОльших давлениях (~10 мбар), что исключается наблюдениями. Еще одним кандидатом может быть дымка из углеводородных частиц вроде той, что делает непрозрачной атмосферу Титана.

Авторы статьи замечают, что облака редко бывают одинаково непрозрачными на всех длинах волн, и призывают продолжить высокоточные спектральные наблюдения планеты GJ 1214 b в других диапазонах.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1401.0022.pdf

 

 

1 января 2014
Наклонение орбит планет к звездному экватору в системе Kepler-56
прямая ссылка на эту новость

Многие транзитные горячие гиганты демонстрируют резкий наклон своих орбит к экватору родительской звезды (вплоть до нахождения на полярных и ретроградных орбитах). С другой стороны, орбиты планет в плоских многопланетных системах обычно очень мало наклонены к звездному экватору. Эту закономерность хорошо объясняет гипотеза, что горячие гиганты образуются не путем плавной миграции в протопланетном диске, а путем планет-планетного рассеяния и последующего скругления получившихся резко эксцентричных орбит приливными силами.
Однако не все так просто. Как оказалось, в системе Kepler-56 (KOI-1241, KIC 6448890) орбиты двух транзитных планет мало наклонены друг к другу, но с осью вращения звезды образуют угол ~47°.

Kepler-56 – красный гигант, звезда, в центре которой уже образовалось изотермическое гелиевое ядро, а ядерные реакции идут в оболочке вокруг этого ядра. Измерение спектра акустических колебаний звезды (этот метод называется астросейсмологией) позволило довольно точно определить ее свойства. Масса звезды оказалась равной в 1.32 ± 0.13 солнечных масс, радиус составил 4.23 ± 0.15 солнечных радиусов, температура фотосферы оказалась близка к 4840К, а возраст оценили в 3.5 ± 1.3 млрд. лет.

Рядом со звездой Kepler-56 были обнаружены два транзитных кандидата с периодами 10.5 и 21.41 земных суток. Сначала (в 2012 году) планетная природа кандидатов была подтверждена статистическим методом (путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Также путем анализа динамической устойчивости системы было определено, что массы планет не превышают 5.12 и 12.18 масс Юпитера (а значит, попадают в диапазон планетных масс).

В течение прошедшего года продолжалось активное изучение этой системы. Астрономы сделали 10 замеров лучевой скорости звезды Kepler-56 с помощью спектрографа HIRES на 10-метровом телескопе обсерватории им. Кека, провели анализ вариаций времени наступления транзитов планет, вызванных их гравитационным влиянием друг на друга, и методами астросейсмологии определили наклон оси вращения звезды к лучу зрения. Все это позволило существенно уточнить параметры системы Kepler-56.

Что же выяснилось?

Масса внутренней планеты Kepler-56 b оказалась равной 22.1 +3.9/-3.6 масс Земли, радиус тоже уточнили – 6.5 ± 0.3 радиусов Земли (0.58 ± 0.03 радиусов Юпитера), что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.08 г/куб.см. Этот рыхлый горячий субсатурн вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.103 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 10.5016 ± 0.001 земных суток.

Масса внешней планеты оказалась гораздо больше – 181 ± 21 земных масс (т.е. 0.57 ± 0.066 масс Юпитера), радиус равен 9.80 ± 0.46 радиусов Земли или 0.875 ± 0.041 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.06 ± 0.14 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.165 ± 0.006 а.е. и делает один оборот за 21.4024 ± 0.0006 земных суток.

Взаимное наклонение орбит обеих планет составило 5 +3.4/-3.1°, обе орбиты близки к круговым.
При этом оказалось, что наклонение оси вращения звезды составляет 47 ± 6°! Иначе говоря, несмотря на то, что обе планеты вращаются вокруг своей звезды практически в одной плоскости, эта плоскость оказывается сильно наклоненной к звездному экватору.

Но на этом сюрпризы не закончились. Измерение лучевых скоростей звезды показало, помимо сигналов от обеих планет, дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного нетранзитного небесного тела (планеты или коричневого карлика). Масса третьего тела оценивается в 1.6·P4/3 масс Юпитера, где орбитальный период P третьего тела выражен в земных годах. Его период, наклонение орбиты и массу помогут определить будущие наблюдения. Возможно, именно влиянием третьего тела объясняется странный «перекос» орбит внутренних планет в системе Kepler-56.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.4503v2.pdf

 

 

Архив новостей:

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