29 декабря 2014
Открыта вторая планета в системе KOI-1299

20 октября я уже писала об открытии массивной транзитной планеты-гиганта на эксцентричной орбите вокруг красного гиганта KOI-1299. Тогда масса планеты была измерена независимо сразу двумя научными коллективами, которые получили несколько различающиеся, но все же достаточно близкие результаты (4.9 ± 0.5 и 5.86 ± 0.05 масс Юпитера). Помимо четкого RV-сигнала, соответствующего планете b, лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного или нескольких небесных тел.

17 ноября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья третьего коллектива авторов, заинтересовавшегося этой необычной системой. Группа исследователей под руководством Сэмюэля Квинна (Samuel N. Quinn) не только независимо определила массу и орбитальные параметры транзитного гиганта KOI-1299 b, но и оценила свойства второй, внешней не транзитной планеты KOI-1299 c. Кроме того, на снимках 3.5-метрового телескопа WIYN Национальной обсерватории Китт-Пик они обнаружили звездный компаньон главной звезды KOI-1299B, оказавшийся красным карликом массой около 0.5 солнечных. Компаньон удален от красного гиганта на 0.873 угловых секунд (~750 а.е. в проекции на небесную сферу).

Как и предыдущие две группы, коллектив под руководством Квинна измерял массы планет в системе KOI-1299 методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. В период с 23 марта 2011 года по 18 июня 2014 года они получили 84 замера лучевой скорости на спектрографе TRES, установленном на 1.5-метровом рефлекторе Tillinghast обсерватории FLWO. Точность единичного замера составила 20-60 м/сек для различных ночей – в несколько раз хуже, чем точность замеров, полученных группой М.Ортиса (M. Ortiz). Однако долгие ряды наблюдений позволили достаточно точно определить параметры внешней планеты KOI-1299 c.

Итак, минимальная масса KOI-1299 c (параметр m sin i) оказалась равной 2.43 ± 0.24 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.18 ± 0.06 а.е. и эксцентриситетом ~0.5, и делает один оборот за 406.2 ± 4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.59 а.е. в перицентре до 1.77 а.е. в апоцентре, т.е. в 3 раза. Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости родительской звезды (~9.2 солнечных) температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия. При этом массу внутренней планеты Квинн с коллегами оценил в 5.4 ^+0.3/_-0.2 масс Юпитера.

Интересно, что обе планеты системы KOI-1299 имеют высокий эксцентриситет, близкий к 0.5, причем аргументы перицентра их орбит отличаются всего на несколько градусов. Это означает, что перицентры (и апоцентры) обеих планет ориентированы в одну сторону.

Анализ динамической устойчивости системы показал, что значительная доля орбит, попадающих в современный диапазон ошибок параметров обеих планет, оказывается неустойчивой на временах порядка 1 млн. лет. Однако существуют и устойчивые орбиты. Это говорит о том, что тщательный анализ динамической устойчивости системы KOI-1299 поможет дополнительно уточнить параметры планет, входящих в ее состав.

Планеты KOI-1299 b и KOI-1299 c на плоскости «большая полуось орбиты – масса». Показаны планеты-гиганты с минимальными (или истинными) массами больше 0.5 масс Юпитера.

Информация получена: http://arxiv-web3.library.cornell.edu/pdf/1411.4666.pdf

 

 

25 декабря 2014
HIP 116454 b: первая планета продленной миссии Кеплера

В мае 2013 года вышел из строя второй маховик системы ориентации космического телескопа им. Кеплера, в результате чего он утратил способность с высочайшей точностью поддерживать свою ориентацию в пространстве. Это, в свою очередь, привело к невозможности дальнейших высокоточных фотометрических наблюдений поля Кеплера и к окончанию основной миссии. Однако в остальном телескоп находился в отличном состоянии. Чтобы использовать его и в дальнейшем, инженеры миссии разработали наблюдательную стратегию, в которой роль третьего маховика стало играть давление солнечного света. В рамках расширенной миссии, получившей название К2, «Кеплер» проводит наблюдения относительно ярких звезд, расположенных вблизи эклиптики. И вот – первое открытие!

Звезда HIP 116454 была в числе 2000 звезд, наблюдаемых телескопом в рамках первого тестового прогона с 4 по 12 февраля 2014 года. Собственно, это были не полноценные научные наблюдения, а, скорее, инженерные операции по тестированию возможностей «Кеплера» в рамках новой наблюдательной стратегии. Нужно было оценить точность фотометрических наблюдений телескопа, у которого исправными остались только два маховика. Как оказалось, точность «сырых» измерений упала в несколько раз по сравнению с основной миссией, однако характер погрешностей позволял частично устранить их путем математической обработки. Аналогичный алгоритм уже давно применяется для повышения точности данных космического ИК-телескопа им. Спитцера.

«Сырая» и «восстановленная» кривая блеска звезды HIP 116454.

Обработав данные, ученые обнаружили на кривой блеска звезды HIP 116454 одиночное транзитное событие продолжительностью 2.25 часов, глубина которого соответствовала отношению радиуса планеты к радиусу звезды, близкому к 0.03. Период транзитной планеты оставался неизвестным, однако, исходя из продолжительности события, его оценили в 5-20 суток. Для дальнейшего уточнения параметров этой системы требовались независимые наблюдения.

Сначала исследователи изучили архивные снимки окрестностей звезды, полученные 28 ноября 1951 года и 31 августа 1992 года на Паломарской обсерватории, а также в 2009 году в рамках Слоановского цифрового обзора неба. В 8 угловых секундах от HIP 116454 был обнаружен звездный компаньон на 6-7 звездных величин слабее нее, имеющий близкое к главной звезде собственное движение, а значит, гравитационно с ней связанный. Расстояние между звездами (в проекции на небесную сферу) оказалось близко к 500 а.е. Дальнейшее изучение компаньона показало, что он является белым карликом с радиусом 1.2 ± 0.1 радиусов Земли и температурой фотосферы 7500 ± 200К. При этом он никак не мог отвечать за одиночный транзит, обнаруженный «Кеплером» (точнее, вероятность этого оказалась ниже 10^-4).

2 августа 2014 года исследователи провели собственные наблюдения ближайших окрестностей HIP 116454 на телескопе Кек II с целью исключить возможные затменно-переменные двойные фона, способные имитировать транзитный сигнал. На расстояниях вплоть до 0.04 угловых секунд ничего подозрительного обнаружено не было.

Наконец, в период с июля по октябрь 2014 года ученые получили 44 замера лучевой скорости HIP 116454 на спектрографе Северный HARPS. Лучевая скорость звезды продемонстрировала явные колебания с периодом 9.1 земных суток, причем момент транзитного события попал в окно ожидаемого времени транзита, полученного по RV-эфемеридам. Все это говорило о том, что колебания лучевой скорости звезды вызваны тем же небесным телом, что и одиночный транзит, зафиксированный «Кеплером». Чтобы окончательно в этом убедиться, ученые пронаблюдали звезду HIP 116454 с помощью канадского спутника MOST. Хотя фотометрическая точность MOST недостаточна, чтобы хорошо промерить транзитную кривую такой малой глубины, с достоверностью 3 сигма транзит все-таки был обнаружен в предсказанное время.

Итак, HIP 116454 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 55.2 ± 5.4 пк. Его масса оценивается в 0.775 ± 0.027 солнечных масс, радиус – в 0.716 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость близка к 31% светимости Солнца.

Масса планеты HIP 116454 b оказалась равной 11.8 ± 1.3 масс Земли, что при радиусе 2.53 ± 0.18 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.2 ± 1.1 г/куб.см, промежуточной между средней плотностью ледяных гигантов типа Урана и Нептуна и планет земного типа. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.091 а.е. и эксцентриситетом ~0.2, и делает один оборот за 9.1205 ± 0.0005 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 690 ± 14К (в предположении нулевого альбедо).

Положение планеты HIP 116454 b (показана красным цветом) на плоскости «масса-радиус» вместе с другими известными транзитными экзопланетами.

Состав планеты HIP 116454 b неизвестен. При данной средней плотности она может состоять как из силикатов и водяного льда с незначительной примесью легких газов (водорода и гелия), так и иметь железокаменное ядро с протяженной водородно-гелиевой атмосферой, чья масса может достигать 1% полной массы планеты. Прояснить этот вопрос помогут будущие спектральные наблюдения HIP 116454 b, например, с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2018 году.

Информация получена: https://www.cfa.harvard.edu/~avanderb/hip116454b.pdf

 

 

23 декабря 2014
Новые нептуны и суперземли у красных карликов GJ 3293 и GJ 3341

Маломассивные звезды – красные карлики – составляют 3/4 всех звезд Галактики. При этом, по оценкам различных ученых, планеты у них встречаются очень часто. Так, согласно Бонфилсу (X. Bonfils), на каждую М-звезду раннего или среднего спектрального класса в среднем приходится 0.88 ^+0.55/_-0.19 планет с периодами короче 100 земных суток, а по мнению К.Дрессинг и Д.Шарбонно, на каждую звезду с температурой фотосферы ниже 4000К приходится 0.90 ± 0.04 планет с радиусами от 0.5 до 4 земных и периодами короче 50 суток. Кроме того, небольшая масса родительских звезд облегчает поиск у них планет, поскольку для планет равной массы их гравитационное влияние на родительскую звезду тем сильнее, чем меньше масса звезды. Все это делает спокойные и относительно яркие близкие красные карлики очень привлекательной целью для экзопланетных поисков.

Женевская группа, являющаяся одним из старейших научных коллективов, занимающихся поиском экзопланет, уже многие годы ищет планеты на южном небе с помощью высокоточного спектрометра HARPS, установленного на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. 27 ноября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья, посвященная открытию четырех планет у двух сравнительно близких красных карликов GJ 3293 и GJ 3341. Все планеты были обнаружены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Точность единичного замера была разной для различных ночей, но обычно составляла 1-3 м/сек.

Звезда GJ 3293 удалена от нас на 18.2 ± 2.6 пк. Это красный карлик спектрального класса M2.5 V, чья масса оценивается в 0.42 солнечных масс, радиус – в 0.404 ± 0.027 солнечных радиусов, а светимость составляет всего 2.2% от солнечной. Всего было сделано 145 замеров лучевой скорости этой звезды, полный период наблюдений составил 1514 суток (чуть больше 4 лет). Колебания лучевой скорости говорят о наличии в этой системе как минимум трех планет.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты GJ 3 293 b оценивается в 1.4 ± 0.1 масс Нептуна или в 24 массы Земли. Этот прохладный нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1434 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.04, и делает один оборот за 30.60 ± 0.02 земных суток. Температурный режим планеты близок к температурному режиму Земли. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Минимальная масса средней планеты GJ 3293 c гораздо меньше – всего 7.9 ± 1.4 масс Земли. Этот легкий нептун (или суперземля – зависит от средней плотности) также вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.194 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.13. Его орбитальный период – 48.14 ± 0.12 земных суток, температурный режим близок к температурному режиму Марса. Авторы открытия осторожно заявляют, что для полной уверенности в существовании этой планеты необходимы дополнительные наблюдения (амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наводимая GJ 3293 c, составляет всего 2.7 м/сек).

Наконец, внешняя планета GJ 3293 d имеет минимальную массу 1.3 ± 0.1 масс Нептуна (22.3 масс Земли). Эксцентриситет ее орбиты значительно выше эксцентриситетов внутренних планет (0.37 ± 0.06), орбитальный период составляет 124 ± 0.4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется более чем вдвое – от 0.23 до 0.5 а.е., температурный режим грубо соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов. Впрочем, не исключено, что видимый высокий эксцентриситет орбиты третьей планеты обусловлен гравитационным влиянием на звезду еще не открытых внешних планет, и при дальнейших наблюдениях он уменьшится.

GJ 3341 – еще один красный карлик, удаленный от нас на 23.2 ± 0.7 пк. Его масса оценивается в 0.47 солнечных масс, радиус – в 0.439 ± 0.027 солнечных радиусов, светимость составляет 2.9% светимости Солнца. Всего было получено 135 замеров лучевой скорости GJ 3341 за период в 1456 земных суток (~4 года).

Колебания лучевой скорости звезды говорят о наличии у нее одной планеты с минимальной массой 6.6 ± 0.1 масс Земли и орбитальным периодом 14.207 ± 0.007 земных суток. Суперземля вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.089 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.11. Температурный режим GJ 3341 b является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1411.7048v1.pdf

 

 

20 декабря 2014
Новости обзора N2K: еще четыре планеты-гиганта

В последние годы благодаря фантастическому успеху космического телескопа им. Кеплера транзитный метод поиска экзопланет затмил метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Однако наблюдательные программы, основанные на RV-методе и начатые еще в прошлом десятилетии, продолжают свою кропотливую работу и приносят новые результаты. Одной из подобных программ является программа N2K.

Изначально обзор N2K (Next 2000 target stars) был нацелен на быстрый поиск горячих юпитеров методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Для мониторинга было выбрано около 2000 звезд (отсюда и название обзора) ярче +10.5 видимой звездной величины, расположенных не далее 110 пк от Солнца. Чтобы увеличить вероятность обнаружения планет-гигантов, в качестве целевых звезд выбирались звезды с высокой металличностью. Мониторинг лучевых скоростей выбранных звезд проводился на телескопах Кек, Магеллан и Субару. Точность единичного замера была различной для разных звезд выборки, но обычно составляла 1-3 м/сек.

С начала своей работы в 2004 году обзор N2K обнаружил более 30 планет, причем далеко не только горячих юпитеров. Ученые, работающие в рамках этого обзора, утверждают, что хороших кандидатов (пока не опубликованных) у них еще больше.

21 ноября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась новая статья участников обзора, посвященная очередным открытиям. Две планетные системы (HD 10442 и HD 75784) были представлены впервые, кроме того, оказались заметно пересмотрены параметры двух уже известных планетных систем HD 11506 и HD 5319 (например, в последней была обнаружена еще одна внешняя планета).

HD 75784 (HIP 43569) – оранжевый субгигант спектрального класса K3 IV. Его масса оценивается в 1.41 ± 0.08 солнечных масс, радиус достигает 3.3 ± 0.3 солнечных радиусов, светимость в 5.7 ± 0.9 раз превышает светимость Солнца. Расстояние до звезды оценивается в 68.7 ± 6.2 пк. HD 75784 уже сошла с главной последовательности и полным ходом эволюционирует в красный гигант, ее возраст близок к 4 млрд. лет.
Всего был сделан 41 замер лучевой скорости этой звезды. Колебания лучевой скорости говорят о наличии в этой системе двух планет-гигантов.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 75784 b оценивается в 1.15 ± 0.3 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.073 ± 0.013 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.1, и делает один оборот за 342 ± 6 земных суток. Температурный режим гиганта близок к температурному режиму Меркурия.

Параметры внешней планеты определены пока с большими неопределенностями. Ее минимальная масса – 5.6 ± 1.2 масс Юпитера, большая полуось орбиты – 6.5 ± 2 а.е., орбитальный период известен с колоссальной погрешностью: 5040 ± 3414 земных суток. Потребуются еще годы наблюдений, чтобы определить параметры этого объекта с приемлемой точностью.

HD 10442 – еще один оранжевый субгигант, его спектральный класс K2 IV. Параллакс звезды не был измерен, поэтому расстояние до нее и ее радиус остаются неизвестными. Однако если учесть близость температуры фотосферы, ускорения свободного падения и массы этой звезды (1.56 ± 0.09 солнечных масс) к аналогичным параметрам HD 75784, то ее радиус можно грубо оценить в ~3.5 солнечных радиусов, а светимость – в ~7 солнечных. В этом случае до системы HD 10442 – около 94 пк.
Всего было сделано 43 замера лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса планеты HD 10442 b – 2.1 ± 0.15 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг родительской звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 2.335 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.06, и делает один оборот за 1043 ± 9 земных суток. Температурный режим планеты является промежуточным между тепловыми режимами Земли и Венеры. Если у HD 10442 b есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

В системе HD 5319 первая планета была открыта в 2007 году по 30 замерам лучевой скорости родительской звезды. Тогда ее масса была оценена в 1.5 масс Юпитера, орбитальный период составил 626 ± 25 земных суток, эксцентриситет орбиты достигал 0.56. Мониторинг этой системы продолжился, к настоящему времени количество замеров лучевой скорости достигло 81, а общий период наблюдений превысил 10 лет. Это позволило обнаружить в системе HD 5319 еще одну внешнюю планету и существенно пересмотреть параметры внутренней.

После учета гравитационного влияния внешней планеты эксцентриситет орбиты внутренней упал почти до нуля (до 0.02 ± 0.03). Замечу – это далеко не первый случай такой редукции в истории экзопланетных исследований. Орбитальный период значительно уточнили – теперь он равен 641 ± 2 земных суток. Минимальная масса планеты слегка выросла – до 1.76 ± 0.07 масс Юпитера, величина большой полуоси орбиты почти не изменилась (1.67 а.е.). Температурный режим HD 5319 b оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Минимальная масса новой внешней планеты HD 5319 c составляет 1.15 ± 0.08 масс Юпитера. Ее орбитальный период – 886 ± 8 земных суток, иначе говоря, планеты близки к орбитальному резонансу 4:3. Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Венеры. Эксцентриситет ее орбиты довольно умеренный – 0.15 ± 0.06.

Авторы открытия поискали признаки магнитных циклов в кривой блеска и спектрах звезды, но ничего не нашли (таким образом, колебания лучевой скорости, скорее всего, вызваны гравитационным влиянием планеты).

Численное интегрирование движения обеих планет на временах 10 млн. лет показало, что большинство орбит оказываются неустойчивыми, однако были и «островки устойчивости» для случаев резонанса 4:3 и либраций вокруг него. «Мгновенное» значение периодов обеих планет может и отклоняться от строгого резонанса, но будет возвращаться к нему снова и снова. Орбитальный эксцентриситет внутренней планеты при этом будет меняться от нуля до 0.05, а внешней – от 0.02 до 0.07.

Известные подтвержденные экзопланеты на плоскости «орбитальный период – масса». Желтыми точками показаны планеты, открытые методом лучевых скоростей, красными точками – транзитным методом, зелеными – методом гравитационного микролинзирования, синими – открытые на ИК-снимках. Серыми звездочками показаны планеты, открытые обзором N2K.

Информация получена: http://xxx.tau.ac.il/pdf/1411.5374.pdf

 

 

5 ноября 2014
OGLE-2011-BLG-0265L b: планета-гигант у далекого красного карлика

Маломассивные звезды – красные карлики – составляют 70-75% звезд в окрестностях Солнца и являются самыми распространенными звездами Галактики. Однако подавляющее большинство внесолнечных планет открыто у более массивных звезд. Это вызвано большими трудностями в поиске планет у красных карликов – для успешного применения транзитного метода или метода измерения лучевых скоростей M-звезды слишком тусклы и, как правило, отличаются высоким уровнем вспышечной активности.

При этом большинство экзопланет, открытых методом гравитационного микролинзирования, открыто именно у звезд красных карликов. Чувствительность этого метода не зависит от светимости объекта-линзы и очень слабо зависит от его массы. Поэтому с помощью гравитационного микролинзирования можно открывать планеты, недоступные всем остальным методам – в том числе холодные планеты у красных карликов, расположенные далеко за снеговой линией. Одной из таких планет стала OGLE-2011-BLG-0265L b.

Событие микролинзирования OGLE-2011-BLG-0265 было замечено 16 апреля 2014 года в рамках обзора OGLE-IV. Также оно было зафиксировано обзором MOA под именем MOA-2011-BLG-197. Позже к наблюдениям подключилось еще несколько микролинзовых обзоров, таких, как PLANET, µFUN, RoboNet и MiNDSTEp. Совместными усилиями была построена весьма полная и подробная кривая блеска фоновой звезды, чей видимый блеск был усилен гравитационным полем линзы OGLE-2011-BLG-0265. Характерный «двугорбый» вид кривой блеска показал, что линза является двойной – т.е. состоит из звезды и массивной планеты.

Характерный двугорбый вид кривой блеска фоновой звезды подсказал ученым, что звезда-линза является двойным объектом.

Анализ данных показал, что кривая блеска может быть описана двумя различными моделями системы «планета+звезда», причем пока нет возможности определить, какая из моделей ближе к истине.

Согласно первой модели, планета-гигант массой 0.96 ^+0.29/_-0.20 масс Юпитера расположена на расстоянии (в проекции на небесную сферу) 2.01 ± 0.24 а.е. от родительской звезды – красного карлика массой 0.231 ^+0.073/_-0.048 солнечных масс. При этом вся система удалена от нас на 4.19 ^+0.51/_-0.43 кпк.

Согласно второй модели, планета-гигант массой 0.61 ^+0.26/_-0.14 масс Юпитера расположена на расстоянии 1.64 ± 0.31 а.е. от родительской звезды – красного карлика массой 0.149 ^+0.065/_-0.033 солнечных масс. В этом случае система удалена от нас на 3.3 ^+0.7/_-0.5 кпк.

В обоих случаях рядом с маломассивной звездой оказывается планета-гигант, причем располагается она далеко за пределами снеговой линии (температурный режим новой планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Урана и Нептуна). Это бросает определенный вызов теории образования планет-гигантов путем аккреции на ядро и скорее подтверждает теорию образования гигантов в результате гравитационной неустойчивости в протопланетном диске.

Что же дальше?

Примерно через 10 лет звезда-источник и звезда-линза разойдутся достаточно далеко (на 35 миллисекунд дуги), чтобы их можно было разрешить с помощью Гигантского телескопа Магеллана (GMT). Измерив взаимное расположение обеих звезд, можно будет определить направление движения звезды-линзы относительно звезды-источника и понять наконец, какая из двух моделей верна.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.8252.pdf

 

 

3 ноября 2014
Две массивные планеты у красного гиганта TYC 1422-614-1

Наземный обзор PTPS, посвященный поиску планет у звезд красных гигантов методом измерения лучевых скоростей, объявил об открытии двух массивных планет у звезды TYC 1422-614-1.

Изучение планетных систем у звезд красных гигантов солнечной массы помогает прояснить эволюцию и дальнейшую судьбу планет после схода их родительских звезд с главной последовательности.

В настоящий момент действует несколько наземных обзоров, посвященных поиску планет у звезд красных гигантов. Одним из наиболее масштабных является обзор PTPS (PennState – Torun Centre for Astronomy Planet Search). В рамках этого обзора, начиная с 2004 года, с помощью спектрографа HRS, установленного на телескопе Хобби-Эберли, ведется мониторинг лучевых скоростей примерно 1000 звезд. Около 300 целевых звезд обзора PTPS также наблюдается на Северном HARPS`е.

22 октября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух массивных планет у красного гиганта TYC 1422-614-1 из созвездия Льва. TYC 1422-614-1 – проэволюционировавшая звезда спектрального класса K2 III. Ее масса оценивается в 1.15 ± 0.18 солнечных масс, радиус достигает 6.85 ± 1.38 солнечных радиусов, светимость находится в интервале 16-32 солнечных (наиболее вероятное значение – 22.4 L_sol). Такие значительные погрешности объясняются тем, что для этой звезды не известно значение тригонометрического параллакса, и ее свойства были определены исключительно по спектральным наблюдениям. Звезда удалена от нас на 759 ± 181 пк, ее возраст составляет 5.9 ^+3.9/_-2.3 млрд. лет.
Всего было получено 86 замеров лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса внутренней планеты (параметр m sin i) TYC 1422-614-1 b составляет 2.51 ± 0.12 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите (e ~ 0.07) на среднем расстоянии 0.688 ± 0.002 а.е., и делает один оборот за 198.44 ± 0.64 земных суток.

Внешняя планета гораздо массивнее – ее минимальная масса достигает 10.1 ± 0.14 масс Юпитера. Если наклонение орбиты этого объекта будет меньше 51°, он окажется не планетой, а коричневым карликом. TYC 1422-614-1 c вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.392 ± 0.003 а.е., его орбитальный период оценивается в 569.2 ± 2.1 земных суток. Из-за высокой светимости звезды обе планеты оказываются горячее Меркурия.

Какова дальнейшая судьба этой системы? Авторы открытия провели расчеты эволюционного трека звезды TYC 1422-614-1 и ее взаимодействия с обеими планетами. Сейчас внутренний гигант TYC 1422-614-1 b находится от своей звезды на расстоянии 22 звездных радиусов. Однако быстрое расширение красного гиганта приведет к тому, что самое позднее через 120 млн. лет планета b будет поглощена своей звездой.

Судьба внешней планеты менее ясна. С одной стороны, расчеты показывают, что примерно через 130 млн. лет красный гигант раздуется настолько, что приливное взаимодействие с планетой TYC 1422-614-1 c также приведет к ее поглощению. С другой стороны, большая масса внешнего массивного гиганта и накопленный им угловой момент могут привести к эффективному «обдиранию» внешней разреженной атмосферы раздувающейся звезды и к превращению второй планеты в маломассивного компаньона на тесной орбите.

Эволюция радиуса звезды TYC 1422-614-1 (показана сплошной линией) и величины больших полуосей орбит обеих планет (показаны пунктирными линиями). Расчеты были проведены для масс планет, равных минимальным массам (2.5 и 10 масс Юпитера).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.5971.pdf

 

 

31 октября 2014
Еще три горячих гиганта от SuperWASP: WASP-74 b, WASP-83 b и WASP-89 b

Самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP продолжает радовать нас новыми планетами. 24 октября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще трех новых транзитных экзопланет WASP-74 b, WASP-83 b и WASP-89 b. Как и подавляющее большинство других планет, открытых в рамках наземных транзитных обзоров, все три новые планеты являются горячими гигантами.

Южная часть обзора SuperWASP (т.н. обзор WASP-South) посвящена поиску транзитных планет у звезд +9-13 видимой звездной величины, находящихся на южном небе. Поиск транзитных кандидатов осуществляется с помощью комплекса автоматических телескопов с апертурой 20 см, расположенных в южной Африке. Подтверждение планетной природы кандидатов и измерение массы планет осуществляется методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE, установленном на 1.2-метровом телескопе им. Эйлера. По статистике, большинство кандидатов, обнаруженных наземными обзорами, оказываются ложными (соответствующий транзитный сигнал вызывается затменно-переменными двойными заднего фона, скользящими транзитами звезд и другими астрофизическими явлениями, способными имитировать транзитный сигнал).

Итак, WASP-74 – звезда немного массивнее и ярче Солнца. Ее масса оценивается в 1.48 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 1.64 ± 0.05 солнечных радиусов, температура фотосферы соответствует спектральному классу F9. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до системы оценивается в 120 ± 20 пк.

Планета WASP-74 b оказывается типичным горячим юпитером. При массе 0.95 ± 0.06 масс Юпитера его радиус достигает 1.56 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.33 ± 0.03 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (верхний предел на величину эксцентриситета составляет 0.07 с достоверностью 3 сигма) на расстоянии 0.037 ± 0.001 а.е., и делает один оборот за 2.13775 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается в 1910 ± 40К.

Звезда WASP-83 немного больше, но холоднее Солнца, ее спектральный класс G8. Масса звезды достигает 1.11 ± 0.09 солнечных масс, радиус – 1.05 ^+0.06/_-0.04 солнечных радиусов. Как и WASP-74, WASP-83 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их почти в 2 раза больше, чем в составе Солнца. Система удалена от нас на 300 ± 50 пк.

Масса планеты WASP-83 b составляет 0.30 ± 0.03 масс Юпитера, т.е. перед нами горячий сатурн. При радиусе 1.04 ^+0.08/_-0.05 радиусов Юпитера средняя плотность планеты оказывается равной 0.35 ± 0.07 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.059 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 4.97125 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1120 ± 30К.

Наконец, WASP-89 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V. Его масса оценивается в 0.92 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.88 ± 0.03 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов незначительно превосходит солнечное. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.1), его можно оценить в 276 пк. WASP-89 отличается повышенной хромосферной активностью и покрыта пятнами.

Масса планеты WASP-89 b достигает 5.9 ± 0.4 масс Юпитера, т.е. перед нами редкий случай массивного гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0427 ± 0. 0012 а.е. и эксцентриситетом 0.193 ± 0.009, и делает один оборот за 3.35642 земных суток. Измеренному радиусу планеты в 1.04 ± 0.04 радиусов Юпитера соответствует средняя плотность 7.01 ± 0.44 г/куб.см, превышающая среднюю плотность Земли. Это, конечно, не означает, что WASP-89 b является огромной планетой земного типа: в массивных планетах большая плотность объясняется сильным сжатием металлического водорода в их недрах. Эффективная температура планеты оценивается в 1120 ± 20К.
По мнению авторов открытия, повышенная активность звезды вызвана приливным взаимодействием с близкой массивной планетой.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.6358.pdf

 

 

28 октября 2014
Красные карлики и «дихотомия Кеплера»

Сара Баллард (Sarah Ballard) из Вашингтонского университета и Джон Ашер Джонсон (John Asher Johnson) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики провели статистический анализ планетных систем Кеплера, принадлежащих красным карликам. Их интересовал вопрос, распространяются ли статистические закономерности строения планетных систем, подмеченные для солнцеподобных звезд, на более легкие и более многочисленные М-карлики? Как оказалось – да.

Миссия «Кеплер» была посвящена поиску планет у солнцеподобных звезд. Красных карликов среди целевых звезд на поле Кеплера было всего около 5500 из более чем 160 тысяч, т.е. менее 4%. Тем не менее, обнаруженного количества транзитных кандидатов у этих звезд оказалось достаточно, чтобы можно было делать определенные выводы.

Баллард и Джонсон отобрали из каталога транзитных кандидатов Кеплера (KOI) 167 надежных кандидатов, вращающихся вокруг 106 звезд, чья температура была ниже 4200К, т.е. спектральных классов от K7 V до M4 V. В их выборке оказалась 71 однопланетная система (с одним транзитным кандидатом), 17 двухпланетных, 12 трехпланетных, 4 четырех планетных и 2 пятипланетные системы (Kepler-32 и Kepler-186). Они построили синтетическую популяцию планетных систем с различным количеством планет в одной системе и разным взаимным наклонением орбит планет, и попытались определить, какая из популяций будет больше всего напоминать наблюдаемое распределение планет Кеплера.

Как и исследователи планетных систем у солнцеподобных звезд, Баллард и Джонсон столкнулись с эффектом, получившим название «дихотомия Кеплера». Этот эффект заключается в том, что совокупность наблюдаемых планетных систем нельзя описать одним-единственным распределением: количество однопланетных систем оказывается примерно в 2 раза больше, чем должно быть, исходя из видимого количества двух-, трех- и еще более населенных планетных систем. Это означает, что помимо плоских многопланетных систем, количество транзитных кандидатов в которых определяется углом наклона средней плоскости системы к лучу зрения, существует значительная популяция однопланетных систем (или же систем, орбиты планет в которых значительно наклонены друг к другу).

Если попытаться решить задачу «в лоб» и попробовать подобрать единое распределение планетных систем по числу планет и взаимному наклонению орбит, то «средняя» система у звезды красного карлика будет иметь 6 ± 2 планет, а их орбиты окажутся наклоненными друг к другу на 7.4 ^+2.5/_-4.6°. Но такое распределение явно занижает количество однопланетных систем и завышает – двухпланетных.

Зависимость количества планетных систем от числа планет в одной системе. Синими ромбами показаны наблюдательные данные, красной полосой - предсказания наилучшей "однородной" модели. Видно, что "однородная" модель занижает количество однопланетных систем и завышает количество двухпланетных.

Однако если рассматривать только многопланетные системы (т.е. те, в которых есть два или больше транзитных кандидатов), картина заметно меняется. В этом случае ожидаемое количество планет у одной звезды становится больше 5, а взаимное среднее наклонение орбит уменьшается до 4.6 ^+1.7/_-3.0°.

Зависимость количества планетных систем от числа планет в одной системе. Синими ромбами показаны наблюдательные данные, красной полосой - предсказания модели, описывающей только многопланетные системы. Виден наблюдаемый избыток однопланетных систем.

Авторы исследования рассмотрели модель, в которой совокупная популяция планетных систем состоит из двух подмножеств: «однопланетных» систем, и многопланетных систем с небольшими углами наклона орбит планет друг к другу. Также они учли влияние не равных нулю эксцентриситетов орбит. Такая «составная» модель описывала наблюдаемое распределение транзитных кандидатов Кеплера гораздо лучше, чем рассмотренная ранее модель с «единым для всех» распределением.

Предсказания "составной" модели близки к наблюдательным данным.

Окончательно, общая картина выглядит так. Согласно анализу, проведенному Баллард и Джонсоном на основе данных Кеплера, планетные системы M-звезд бывают двух видов, «однопланетные» и многопланетные. Доля однопланетных систем оценивается в 55 ⁺²³/_-12%. В среднем на каждую M-звезду приходится 6.1 ± 1.9 планет, причем их орбиты наклонены друг к другу на 2 ⁺⁴/_-2°. Авторы не раз оговариваются, что «однопланетность» однопланетных систем не надо понимать буквально – скорее всего, в этих системах планет тоже несколько, но их взаимные наклонения орбит достаточно велики, так что транзитной там оказывается только одна планета. Возможно, корректнее было бы называть однопланетные и многопланетные системы «динамически горячими» и «динамически холодными».

Замечу, что Солнечная система с точки зрения «Кеплера» также является однопланетной, т.е. «динамически горячей». Наклонение орбиты Меркурия к эклиптике составляет 7°, Венеры – 3.4°. Поэтому если некий аналог «Кеплера» наблюдал бы Солнечную систему издалека, он обнаружил бы или транзиты Меркурия, или транзиты Венеры, но не их обоих вместе.

Интересно, что свойства родительских звезд «динамически холодных» и «динамически горячих» систем несколько отличаются друг от друга. Средняя металличность звезд с «динамически холодными» системами оценивается Баллард и Джонсоном в -0.09 ± 0.04, а «динамически горячих» – в -0.03 ± 0.02. Звезды «динамически холодных» систем чуть быстрее вращаются вокруг своей оси (средний период вращения таких звезд 19 ± 1.4 суток, а у звезд с «горячими» системами – 21.7 ± 1.3 суток). Также «многопланетные» системы в среднем несколько выше поднимаются над галактической плоскостью, чем «однопланетные». В чем причина этих различий, еще предстоит выяснить.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.4192.pdf

 

 

27 октября 2014
Система WASP-94A,B: два горячих юпитера у звезд-близнецов

Планетами у звезд, входящих в состав широких звездных пар, уже никого не удивить. Однако до недавнего времени было известно всего две двойные системы, планеты в которых были обнаружены у каждого из компонентов. Одной из этих пар являются звезды HD 20782 и HD 20781, второй – звезды XO-2N и XO-2S. Третьей парой стала система WASP-94, включающая в себя две почти одинаковые звезды спектральных классов F8 и F9. У каждого из компонентов этой пары было найдено по горячему юпитеру, причем у одной звезды он транзитный, а у другой – не транзитный.

Транзитный кандидат WASP-94 был обнаружен обзором WASP-South с помощью системы автоматических телескопов, расположенных в южной Африке. Во время процедуры валидации (предварительного подтверждения планетной природы кандидата) выяснилось, что звезда WASP-94 является двойной: она состоит из двух почти одинаковых компонентов, разделенных угловым расстоянием 15 секунд. Компоненты двойной получили названия WASP-94A и WASP-94B. Как оказалось, транзитный кандидат вращается вокруг более яркого компонента пары.

WASP-94 A – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V. Ее масса оценивается в 1.29 ± 0.1 солнечных масс, радиус – 1.36 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость в 2.4 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца. Расстояние до системы оценивается в 180 ± 20 пк.

Измерение массы транзитного кандидата было выполнено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа CORALIE.

Масса планеты WASP-94A b оказалась равной 0.452 ± 0.035 масс Юпитера, радиус – 1.72 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности – всего 0.118 ± 0.01 г/куб.см. Этот рыхлый горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет с достоверностью 99% не превышает 0.13) на среднем расстоянии 0.055 ± 0.001 а.е., и делает один оборот за 3.95019 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1604 ± 25К.

Измерение эффекта Мак-Лафлина позволило определить проекцию на небесную сферу угла наклона орбиты планеты к оси вращения звезды λ: 151 ± 23°, иначе говоря, орбита планеты оказалась ретроградной!

Интересно, что измерение лучевых скоростей второго компонента пары, звезды WASP-94B, также показало наличие у нее горячего юпитера! Транзиты планеты WASP-94B b обнаружены не были, поэтому ее радиус и истинная масса остаются неизвестными. Минимальная масса этой планеты (параметр m sin i) оценивается в 0.62 ± 0.03 масс Юпитера, орбитальный период – в 2.0084 земных суток, орбита также близка к круговой. Из отсутствия транзитов этой планеты был получен верхний предел на наклонение ее орбиты – 79°. Судя по всему, система WASP-94 имеет бурную динамическую историю – орбиты ее планет наклонены и друг к другу, и к звездному экватору.

Тут важно отметить еще одно обстоятельство. Горячие юпитеры – достаточно редкий класс планет. Распространенность горячих юпитеров, отнесенная к одной звезде, меняется от ~0.3% для низкометалличных звезд до ~1.5% для звезд, богатых тяжелыми элементами. Звездная пара WASP-94 богата тяжелыми элементами, и это отчасти объясняет наличие горячих юпитеров у обоих компонентов пары.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.7566v1.pdf

 

 

24 октября 2014
Шесть новых транзитных гигантов от SuperWASP: WASP-87 b, WASP-108 b, WASP-109 b, WASP-110 b, WASP-111 b и WASP-112 b

15 октября самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP объявил об открытии еще шести транзитных горячих юпитеров. Все новые планеты имеют массы в диапазоне от 0.51 до 2.2 масс Юпитера, радиусы от 1.19 до 1.44 радиусов Юпитера, орбитальные периоды от 1.68 до 3.78 земных суток и эффективные температуры от 1134 до 2322К.

Все шесть новых планет расположены на южном небе. Транзиты этих планет были обнаружены в рамках обзора WASP-South, измерение масс транзитных кандидатов проводилось методом измерения лучевых скоростей на спектрографе CORALIE.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность, [Fe/H]
WASP-87	240 ± 20	F5 V	1.20 ± 0.09	1.63 ± 0.06	4.2	-0.41 ± 0.1
WASP-108	220 ± 15	F9 V	1.17 ± 0.09	1.215 ± 0.04	1.7	0.05 ± 0.11
WASP-109	330 ± 30	F4 V	1.20 ± 0.09	1.346 ± 0.044	2.9	-0.22 ± 0.08
WASP-110	320 ± 30	G9 V	0.89 ± 0.07	0.88 ± 0.035	0.58	-0.06 ± 0.1
WASP-111	210 ± 20	F5 V	1.5 ± 0.1	1.85 ± 0.1	5.4	0.08 ± 0.08
WASP-112	450 ± 30	G6 V	0.81 ± 0.07	1.0 ± 0.04	0.92	-0.64 ± 0.15

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Большая полуось орбиты, а.е.	Эффективная температура, К	Средняя плотность, г/куб.см
WASP-87 b	1.6828	2.18 ± 0.15	1.385 ± 0.06	0.0295 ± 0.0008	2322 ± 50	1.09 ± 0.12
WASP-108 b	2.67555	0.892 ± 0.055	1.28 ± 0.05	0.0397 ± 0.001	1590 ± 36	0.561 ± 0.044
WASP-109 b	3.31902	0.91 ± 0.13	1.443 ± 0.053	0.0463 ± 0.0011	1695 ± 40	0.403 ± 0.064
WASP-110 b	3.7784	0.51 ± 0.06	1.24 ± 0.06	0.0457 ± 0.0012	1134 ± 33	0.356 ± 0.056
WASP-111 b	2.31097	1.83 ± 0.15	1.44 ± 0.09	0.0391 ± 0.001	2140 ± 62	0.81 ± 0.15
WASP-112 b	3.0354	0.88 ± 0.12	1.19 ± 0.05	0.0382 ± 0.0011	1395 ± 33	0.69 ± 0.1

Две звезды из списка, WASP-87 и WASP-110, имеют близких компаньонов, расположенных на малом угловом расстоянии и загрязняющих своим светом полученные кривые блеска. На расстоянии 8.2 угловых секунд от звезды WASP-87A находится звезда WASP-87B спектрального класса G (температура фотосферы 5700 ± 150К). Судя по очень близким лучевым скоростям и собственным движениям, обе звезды физически связаны и образуют широкую пару (в проекции на небесную сферу они разделены расстоянием около 2 тыс. а.е.). На расстоянии 4.6 угловых секунд от звезды WASP-110 расположена звезда в 14 раз слабее ее, но их физическая связь не доказана, возможно, звезды случайно проецируются рядом на небесную сферу.

Обращает на себя внимание низкая металличность звезд WASP-87 и WASP-112. WASP-87 содержит в 2.5 раза меньше тяжелых элементов, чем Солнце, а WASP-112 – даже в 4.4 раза меньше! Таким образом, эти звезды оказываются одними из самых низкометалличных из тех, у которых были обнаружены планеты-гиганты.

В системе WASP-111 с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина была измерена проекция на небесную сферу угла наклона орбиты планеты к оси вращения звезды λ. Этот угол оказался равен -5 ± 16°. Это означает, что орбита планеты WASP-112 b проградная и мало наклонена к звездному экватору. Скорее всего, этот горячий юпитер оказался на своей текущей орбите благодаря миграции в протопланетном диске, а не в результате планет-планетного рассеяния и последующего скругления орбиты приливными силами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.3449.pdf

 

 

20 октября 2014
Массивная эксцентричная планета у красного гиганта: KOI-1299 b

14 октября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные независимому подтверждению планетной природы и измерению массы транзитного кандидата Кеплера KOI-1299.01. Обе научные группы воспользовались методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, но на разных инструментах и с разными спектрографами. Это неизбежно привело к разной точности полученных данных и несколько отличающимся значениям планетных параметров. Однако обе научные группы сошлись на том, что планета KOI-1299 b весьма массивна и находится на эксцентричной орбите.

Открытие новой планеты-гиганта интересно тем, что родительская звезда KOI-1299 – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K2 III. Планетные системы у звезд промежуточной массы заметно отличаются от планетных систем менее массивных (солнцеподобных) звезд. В частности, у таких звезд наблюдается резкий дефицит планет на сравнительно тесных (расположенных ближе 0.5 а.е.) орбитах. Было предложено несколько гипотез для объяснения такого дефицита. По одной из них, приливные силы, действующие со стороны расширяющейся проэволюционировавшей звезды, приводят к быстрому захвату и поглощению близких планет. Согласно второй, планеты-гиганты в системах звезд промежуточной массы не мигрируют близко к звезде из-за быстрого рассеяния протопланетного диска яркой молодой звездой. Изучение немногочисленных планет-гигантов на тесных орбитах, вращающихся вокруг проэволюционировавших звезд промежуточной массы, позволит проверить теоретические модели и определить, какая из гипотез ближе к истине.

Итак, KOI-1299 – красный гигант спектрального класса K2 III. Его масса оценивается в 1.35 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 4.15 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость почти в 10 раз превышает светимость Солнца. Возраст звезды оценивается в 3.6 ^+1.0/_-0.6 млрд. лет. Звезда удалена от нас на 874 ± 30 пк.

Кривая блеска KOI-1299 демонстрирует четкий транзитный сигнал с глубиной ~914 ppm и периодом 52.5 земных суток, соответствующий планете размерного класса гигантов.

Массу планеты попыталась измерить научная группа под руководством Симоны Чичери (S. Ciceri) из Института Макса Планка, и независимо – научная группа, возглавляемая Маурисио Ортисом (M. Ortiz) из Гейдельбергского университета (оба они из Германии, в обе группы также входят ученые из Испании и Великобритании). Чичери с коллегами измеряла лучевые скорости звезды с помощью спектрографа CAFE, установленного на 2.2-метровом телескопе обсерватории Calar Alto, причем точность единичного замера составляла от 32 до 80 м/сек. Группа Ортиса также получила 8 замеров на этом спектрографе, но остальные 16 замеров были ими сделаны на спектрографе FIES, установленном на 2.56-метровом Северном оптическом телескопе (точность единичного замера достигала 1-7 м/сек). Поэтому данные, полученные второй группой, имеют гораздо большую точность, чем данные первой.

Как сообщает М. Ортис, масса планеты KOI-1299 b достигает 5.86 ± 0.05 масс Юпитера, что при радиусе 1.08 ± 0.03 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 5.7 ± 0.5 г/куб.см, сравнимую со средней плотностью Земли. Это, конечно, не означает, что KOI-1299 b является огромной планетой земного типа – она, как и Юпитер, состоит в основном из водорода и гелия, но большая масса приводит к сильному сжатию металлического водорода в ее недрах. Гигант KOI-1299 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.304 ± 0.007 а.е. и эксцентриситетом 0.479 ± 0.004. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.158 а.е. (~8 звездных радиусов) в перицентре до 0.45 а.е. (~23 звездных радиусов) в апоцентре, разница в освещенности достигает 8 раз. Средняя эффективная температура планеты оценивается Ортисом с коллегами в 942 ± 20К (в предположении альбедо, равного 0.27).

Планета KOI-1299 b (показана красным треугольником) на плоскости «масса-радиус» на фоне других транзитных планет.

По данным группы Чичери, масса планеты KOI-1299 b составляет 4.9 ± 0.5 масс Юпитера, эксцентриситет орбиты достигает 0.535 ± 0.03, остальные параметры (орбитальный период, радиус планеты, большая полуось орбиты) примерно те же, что и у группы Ортиса.

Интересно, что лучевая скорость звезды KOI-1299 демонстрирует дополнительный линейный дрейф 0.44 ± 0.04 м/сек за сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел. Возможно, это вторая планета-гигант с массой 1-10 масс Юпитера, расположенная на среднем расстоянии 1-3 а.е. от своей звезды. Так ли это, покажут дальнейшие наблюдения.

Планета KOI-1299 b (показана зеленым треугольником) на плоскости «эксцентриситет – большая полуось орбиты» и «масса звезды – большая полуось орбиты». Планеты звезд главной последовательности показаны черными точками, планеты звезд гигантов – малиновыми кружками.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1410.3000.pdf
http://arxiv.org/pdf/1410.2999.pdf

 

 

15 октября 2014
Четыре транзитных горячих гиганта Kepler-425 b, Kepler-426 b, Kepler-427 b и Kepler-428 b

Продолжается кропотливая работа по подтверждению планетной природы транзитных кандидатов Кеплера методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

На этот раз результаты своих исследований представили европейские астрономы под руководством Г. Хебрарда (G.Hébrard). Начиная с 2010 года, они измеряли лучевые скорости сравнительно ярких (ярче +14.7 звездной величины) звезд на поле Кеплера, у которых были обнаружены транзитные кандидаты размерного класса гигантов, с помощью спектрографа SOPHIE, установленном на обсерватории Верхнего Прованса (Observatoire de Haute-Provence). Позже к наблюдениям подключился высокоточный спектрограф Северный HARPS, установленный на 3.56-метровом Национальном телескопе Галилео, который может измерять лучевые скорости и более тусклых звезд.

В статье, опубликованной в Архиве электронных препринтов 1 октября 2014 года, Хебрард с коллегами объявил о подтверждении планетной природы и измерении массы четырех транзитных кандидатов Кеплера KOI-188.01, KOI-195.01, KOI-192.01 и KOI-830.01, получивших имена Kepler-425 b, Kepler-426 b, Kepler-427 b и Kepler-428, соответственно. Еще один транзитный кандидат (KOI-219.01) оказался ложным открытием (его планетная природа не подтвердилась).

Итак, Kepler-425 (KOI-188, KIC 5357901) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 650 ± 20 пк. Его масса оценивается в 0.93 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.1 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в ~1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Всего было сделано 10 замеров лучевой скорости Kepler-425.

Масса планеты Kepler-425 b оказалась равной 0.25 ± 0.08 масс Юпитера, что при радиусе 0.98 ± 0.02 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 0.27 ± 0.07 г/куб.см. Этот горячий сатурн вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0464 ± 0.0008 а.е. (~11.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.79702 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) оценивается авторами открытия в 1070 ± 15К.

Еще один горячий сатурн открыт у звезды Kepler-426 (KOI-195, KIC 11502867). Интересно, что при почти такой же массе, что и у звезды Kepler-425, звезда Kepler-426 оказывается не оранжевым, а желтым карликом спектрального класса G1 V! Все дело в содержании тяжелых элементов – если Kepler-425 ими богата, то Kepler-426, напротив, бедна. Радиус звезды оценивается в 0.92 ± 0.02 радиуса Солнца, светимость на 23% меньше солнечной. Система удалена от нас на 880 ± 30 пк.

Масса планеты Kepler-426 b составляет 0.34 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – 1.09 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.26 ± 0.06 г/куб.см, очень близкой к средней плотности Kepler-425 b. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0414 ± 0.001 а.е. (~9.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.21752 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1300 ± 20К.

Звезда Kepler-427 (KOI-192, KIC 7950644) удалена от нас на 1100 ± 150 пк. Ее спектральный класс – G2 V, как и у нашего Солнца, но радиус превышает солнечный в 1.35 ± 0.2 раза. Масса звезды составляет 0.96 ± 0.06 солнечных масс, светимость почти вдвое превосходит солнечную. Было получено 11 замеров лучевой скорости Kepler-427.

Kepler-427 b – еще один горячий сатурн массой 0.29 ± 0.09 масс Юпитера и радиусом 1.23 ± 0.21 радиусов Юпитера. Его средняя плотность – 0.16 ± 0.14 г/куб.см (что довольно обычное дело для планет этого класса), эффективная температура – 1100 ± 70К. Формально планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.35 ± 0.11, но авторы осторожно дают верхний предел на эксцентриситет в 0.57, мотивируя это тем, что при малом количестве замеров лучевой скорости величина эксцентриситета становится слишком чувствительной к погрешностям единичного измерения. Величина большой полуоси орбиты – 0.091 ± 0.01 а.е. (14.2 ± 2 звездных радиусов), орбитальный период – 10.29099 земных суток.

Наконец, четвертая планета Kepler-428 b – полновесный горячий юпитер массой 1.27 ± 0.19 масс Юпитера и радиусом 1.08 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.02 ± 0.15 г/куб.см. Такая средняя плотность говорит о том, что у планеты есть солидное ядро из тяжелых элементов, чья масса оценивается в 45 ⁺²⁵/_-15 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0433 ± 0.0009 а.е. (11.65 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.52563 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается в 1070 ± 25К.

Родительская звезда Kepler-428 (KOI-830, KIC 5358624) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 720 ± 25 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.80 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 40% солнечной.

Новые планеты на плоскости «орбитальный период – масса» и «радиус – масса» на фоне других транзитных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.8554v1.pdf

 

 

12 октября 2014
Kepler-422, Kepler-423, Kepler-424: транзитные горячие юпитеры и не транзитный прохладный гигант

Продолжается кропотливая работа по подтверждению планетной природы транзитных кандидатов Кеплера методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. И если высокоточный Северный HARPS сосредоточен в основном на подтверждении небольших планет, чуть менее чувствительные спектрографы в обсерваториях всего мира продолжают измерять массу транзитных кандидатов размерного класса гигантов.

29 сентября в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрономов под руководством Майкла Эндла (Michael Endl), посвященная подтверждению планетной природы транзитных кандидатов KOI-22.01, KOI-183.01 и KOI-214.01. Планеты получили имена Kepler-422 b, Kepler-423 b и Kepler-424 b, соответственно. Все три кандидата были обнаружены в первые же месяцы работы космического телескопа им. Кеплера. Все они прошли стандартную процедуру валидации (предварительного подтверждения путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Измерение массы планет проводилось методом лучевых скоростей на 2.7-метровом телескопе им. Хобби-Эберли (HET) обсерватории МакДональда, на 2.5-метровом Северном оптическом телескопе (NOT) в Ла Пальма, на телескопе Кек I и на Ликской обсерватории.

Итак, Kepler-422 (KOI-22, KIC 9631995) – солнцеподобная звезда немного ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.15 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.24 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость в 1.75 ± 0.37 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.64) его можно оценить в 775 пк.
Всего было получено 15 замеров лучевой скорости Kepler-422.

Кривая блеска этой звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 7. 89145 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.15 ± 0.11 радиусов Юпитера. Масса планеты оказалась равной 0.43 ± 0.13 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.11 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Kepler-422 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.082 а.е., ее эффективная температура оценивается командой Кеплера в 976К.
По расчетам авторов статьи, масса ядра из тяжелых элементов у этой планеты составляет 19 ⁺²⁰/_-19 масс Земли, т.е. в принципе ядро может и отсутствовать.

Kepler-423 (KOI-183, KIC 9651668) – еще одна солнцеподобная звезда массой 1.07 ± 0.05 солнечных масс, радиусом 0.99 ± 0.054 солнечных радиусов и светимостью 0.96 ± 0.16 солнечных светимостей. Количество тяжелых элементов в составе этой звезды в 1.8 раза превышает солнечное значение. Расстояние до Kepler-423 также не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14.5), его можно оценить в 853 пк.
Всего было получено 16 замеров лучевой скорости этой звезды.

Масса планеты Kepler-423 b составляет 0.72 ± 0.12 масс Юпитера, радиус – 1.200 ± 0.065 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.55 ± 0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0396 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 2.68433 земных суток. Ее эффективная температура близка к 1300К, масса ядра из тяжелых элементов оценивается в 25 ⁺¹⁵/_-10 масс Земли. По своим параметрам эта планета – типичный горячий юпитер.

Интереснее всего оказалась система Kepler-424. Помимо транзитной планеты Kepler-424 b методом лучевых скоростей там была обнаружена вторая, не транзитная планета Kepler-424 c, чей температурный режим оказался промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры.

Также необычной оказалась родительская звезда Kepler-424 (KOI-214, KIC 11046458). При массе 1.01 ± 0.054 солнечных масс и радиусе 0.94 ± 0.056 солнечных радиусов она отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их почти в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца! Расстояние до звезды можно оценить в 734 пк.
Всего было получено 27 замеров лучевой скорости Kepler-424.

Кривая блеска звезды демонстрирует глубокий транзитный сигнал с периодом 3.31186 земных суток, соответствующий планете-гиганту радиусом 0.89 ^+0.08/_-0.06 радиусов Юпитера. Масса этой планеты оказалась неожиданно большой – 1.03 ± 0.13 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.94 ± 0.25 г/куб.см. Масса ядра из тяжелых элементов у этой планеты достигает 119 ⁺³⁵/_-27 масс Земли! Большая масса ядра согласуется с обилием тяжелых элементов в составе родительской звезды.

Помимо влияния внутренней планеты лучевая скорость звезды демонстрирует явные дополнительные колебания, вызванные массивным телом с минимальной массой 6.97 ± 0.62 масс Юпитера. Орбитальный период внешней планеты Kepler-424 c – 223.3 ± 2.1 земных суток, эксцентриситет орбиты ~0.32. Внешняя планета не проходит по диску своей звезды, поэтому ее точная масса и радиус остаются неизвестными. Однако авторы исследования провели численное моделирование устойчивости этой системы и нашли, что при взаимном наклонении орбит планет, превышающем 45°, система становится неустойчивой. Это значит, что истинная масса Kepler-424 c не может превышать 9.6 масс Юпитера.

Обнаружение второй планеты в системе Kepler-424 очень интересно, потому что оно противоречит тенденции «одиночества» горячих юпитеров, подмеченной как для транзитных планет Кеплера, так и горячих юпитеров, открытых наземными обзорами. Большинство горячих юпитеров, известных на данный момент, лишено компаньонов. Известно всего несколько планетных систем, в которых, помимо горячего юпитера, есть и другие планеты (например, система упсилон Андромеды, HAT-P-44, HAT-P-46). При этом большинство небольших планет (нептунов и суперземель) входит в состав многопланетных систем.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.8156v1.pdf

 

 

6 октября 2014
Чистые небеса и водяной пар очень теплого экзонептуна HAT-P-11 b

Трансмиссионная спектроскопия – мощный метод изучения транзитных экзопланет. С помощью трансмиссионной спектроскопии (т.е. анализа зависимости глубины транзитов от длины волны, на которой наблюдается транзит) астрономы уже идентифицировали множество различных атомов и молекул в атмосферах транзитных планет-гигантов. Однако если атмосфера экзопланеты затянута облаками или плотной дымкой, этот метод начинает пробуксовывать: облака закрывают собой более плотные слои атмосферы, и трансмиссионный спектр планеты становится плоским, лишенным каких-либо деталей. Обнаружение экзопланеты с чистой, безоблачной атмосферой можно считать большой удачей, поскольку отсутствие облаков позволяет исследователям оценить ее химический состав уже имеющимися инструментами.

Именно такая удача улыбнулась астрономам с очень теплым нептуном HAT-P-11 b. Ученые наблюдали транзиты этой планеты с помощью широкоугольной камеры № 3 (Wide Field Camera 3) космического телескопа им. Хаббла. В трансмиссионном спектре экзонептуна на волнах вблизи 1.4 мкм была обнаружена явная полоса водяного пара. Это говорит не только о том, что в атмосфере HAT-P-11 b содержится водяной пар, но и о том, что атмосфера этой планеты лишена облаков или плотной дымки, и звездный свет проникает в нее на большую глубину (как минимум до уровня давлений 1-10 миллибар).

Объединив данные, полученные Хабблом, с данными инфракрасного космического телескопа им. Спитцера и космического телескопа им. Кеплера, исследователи убедились в том, что пятна в фотосфере родительской звезды слишком горячи, чтобы там мог находиться водяной пар, а значит, весь водяной пар из спектра системы во время транзита принадлежит планете HAT-P-11 b.

Кроме водяного пара, в атмосфере этого экзонептуна содержится молекулярный водород и некоторые другие пока не идентифицированные молекулы. Теоретикам еще предстоит создать модель атмосферы HAT-P-11 b, которая непротиворечиво описала бы полученный трансмиссионный спектр.

Результат этого исследования был опубликован 24 сентября 2014 года в онлайн-версии журнала Nature:
http://www.nature.com/nature/journal/v513/n7519/full/nature13785.html

Информация получена: http://www.spacetelescope.org/news/heic1420/

 

 

27 сентября 2014
HD 14067 b: эксцентричная массивная планета у желтого гиганта

Группа японских астрономов, ведущих поиск планет у проэволюционировавших звезд промежуточной массы на обсерватории Окаяма (OAO), объявили об открытии очередной новой планеты. Ею стал эксцентричный массивный гигант HD 14067 b.

Поиск планет у 300 ярких звезд гигантов спектральных классов G и K ведется на обсерватории Окаяма с 2001 года. Замеры лучевой скорости звезд проводятся с помощью спектрографов HDS на телескопе Субару и спектрографа HIDES на 1.88-метровом телескопе OAO. С ноября 2012 года в наблюдениях также участвует спектрограф HRS, смонтированный на 2.16-метровом телескопе китайской обсерватории Синлун (Xinglong Observatory). На счету этой научной группы – уже более десятка планет.

Итак, HD 14067 (HIP 10657, HR 665) – желтый гигант спектрального класса G9 III. Его масса оценивается в 2.4 ± 0.2 солнечных масс, радиус – в 12.4 ± 1.1 солнечных радиусов, светимость в 79 ± 12 раз превышает солнечную. Расстояние до звезды было измерено космической обсерваторией Hipparcos и составило 163.4 ± 12.3 пк. Возраст системы оценивается в 690 ± 200 млн. лет.

Наблюдения HD 14067 начались в 2007 году. Всего было получено 52 замера лучевой скорости этой звезды (3 на Субару, 27 на обсерватории Окаяма и 22 на обсерватории Синлун).
Лучевая скорость звезды HD 14067 демонстрирует явные колебания с периодом 1455 ± 13 земных суток и амплитудой около 92 м/сек, на которые накладывается линейный дрейф величиной -22.4 ± 2.2 м/сек в год. Если вычесть из данных этот дрейф, то параметры планеты будут такими: минимальная масса (параметр m sin i) 7.8 ± 0.7 масс Юпитера, большая полуось орбиты – 3.4 ± 0.1 а.е., эксцентриситет – 0.53 ± 0.05. В среднем тепловой режим гиганта соответствует тепловому режиму Меркурия, но из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.6 до 5.3 а.е., т.е. в 3.3 раза, а освещенность на поверхности планеты – в 11 раз.

Если же величину линейного дрейфа не вычитать, а искать кеплеровское решение «в лоб», по значениям измеренной лучевой скорости, то параметры планеты будут несколько иными: минимальная масса окажется равной 9.0 ± 0.9 масс Юпитера, орбитальный период составит 2850 ⁺⁴³⁰/_-290 земных суток, большая полуось орбиты увеличится до 5.3 ^+0.6/_-0.4 а.е., а эксцентриситет орбиты – до 0.70 ± 0.05.

Какое из решений ближе к истине, покажут дальнейшие наблюдения.

Известные планеты с измеренной массой на плоскости «большая полуось орбиты – эксцентриситет». Пустыми кружками показаны планеты у звезд главной последовательности (для которых log g star > 3.5). Цветными значками показаны планеты у звезд-гигантов (для которых log g star < 3.5): красными треугольниками – у звезд-гигантов с массами меньше 1.5 солнечных масс, зелеными квадратами – у звезд-гигантов с массами от 1.5 до 2.0 солнечных масс, синими кружками – у звезд-гигантов с массами больше 2.0 солнечных масс. Два возможных решения для планеты HD 14067 b показаны голубыми кружками. Пунктирными линиями показаны орбиты с расстоянием в перицентре в 0.3, 0.5 и 0.7 а.е. (слева направо).

В обоих случаях эксцентриситет орбиты гиганта HD 14067 b оказывается достаточно велик – это одна из самых эксцентричных планет у звезд промежуточной массы (от 1.5 до 5 масс Солнца), известных к настоящему моменту.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.6081v1.pdf

 

 

18 сентября 2014
Определена масса внутренней планеты в системе Kepler-101 и получен верхний предел на массу внешней

Одна из общепринятых моделей образования планет, называемая моделью аккреции на ядро, предсказывает недостаток планет с массами 30-70 масс Земли. Планеты со свойствами, промежуточными между свойствами Нептуна и Сатурна, должны быть достаточно редкими. Бимодальное распределение планет по массам объясняется катастрофически быстрой аккрецией газа протопланетного диска на ядро массой ~10 масс Земли – если уж такая аккреция начинается, планета быстро натягивает на себя газ и становится планетой-гигантом.

Аналогично, бимодальным становится и распределение планет по радиусам. Теоретический анализ процесса планетообразования в рамках модели аккреции на ядро предсказывает недостаток планет с радиусами 6-8 радиусов Земли (по другим данным – 5-7 радиусов Земли). Изучение транзитных кандидатов Кеплера в целом подтверждает этот вывод, хотя и тут есть важные исключения.

Одним из таких исключений стала планета Kepler-101 b. Измерения лучевой скорости звезды Kepler-101, проведенные на высокоточном спектрографе Северный HARPS, позволило определить ее массу. И масса, и радиус Kepler-101 b попадают в «пустыню субсатурнов» – область параметров, где планет должно быть мало.

Двухпланетная система Kepler-101 (KOI-46, KIC 10905239) была представлена в феврале 2014 года в числе 715 планет Кеплера, прошедших процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы путем исключения других астрофизических явлений, способных привести к ложному открытию). Для независимого подтверждения планетной природы транзитных кандидатов в этой системе звезду Kepler-101 наблюдали на 3.57-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG) с помощью спектрографа Северный HARPS. Всего было получено 40 замеров лучевой скорости этой звезды.

Итак, Kepler-101 – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G3 IV, чья масса оценивается в 1.17 ^+0.07/_-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.56 ± 0.2 солнечных радиусов, а светимость в ~2.25 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст Kepler-101 составляет 5.9 ± 1.2 млрд. лет.
Расстояние до звезды не указывается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.77), его можно оценить в ~933 пк.

Кривая блеска Kepler-101 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 3.49 и 6.03 земных суток и глубиной ~1000 и 55 ppm, соответственно. Внутренняя планета попадает в диапазон размеров, промежуточных между нептунами и планетами-гигантами: ее радиус оценивается в 5.77 ^+0.85/_-0.79 радиусов Земли (0.515 ^+0.076/_-0.071 радиусов Юпитера). Масса планеты, измеренная методом лучевых скоростей, составляет 51 ± 5 земных масс. Это приводит к средней плотности 1.45 ^+0.83/_-0.48 г/куб.см, больше подходящей нептуну, нежели газовому гиганту. Kepler-101 b вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0474 ± 0.001 а.е. (~6.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.086 ^+0.08/_-0.06, ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 1513 ⁺¹⁰³/_-145 К.

Внешняя планета Kepler-101 c гораздо меньше внутренней – ее радиус составляет всего 1.25 ^+0.19/_-0.17 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0684 ± 0.0014 а.е. (~8 звездных радиусов). Массу планеты RV-методом измерить не удалось, был получен только верхний предел 3.78 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на среднюю плотность в 10.5 г/куб.см. Это означает, что планета не может состоять из чистого железа (с достоверностью 68.3%). Также авторы исключают наличие у Kepler-101 c существенной водородно-гелиевой атмосферы.

Планеты системы Kepler -101 на плоскости масса-радиус (отмечены красным цветом). Зеленым цветом показаны планеты Солнечной системы, серым – другие транзитные экзопланеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.4592.pdf

 

 

11 сентября 2014
KIC 9632895 b: воздушный «нептун» в обитаемой зоне, вращающийся вокруг пары звезд

Группа Кеплера представила еще одну планету, вращающуюся вокруг пары звезд как целого. Ею стала «воздушная» планета радиусом 6.165 ± 0.035 радиусов Земли и массой, не превышающей 16 земных (с достоверностью 1 сигма). Эта необычная планета, являющаяся по своим свойствам чем-то средним между Ураном и Сатурном, расположена в обитаемой зоне своей системы, ее температурный режим близок к температурному режиму Земли.

Система KIC 9632895 сначала была отмечена группой Кеплера как затменно-переменная двойная. Кривая блеска солнцеподобной звезды KIC 9632895 демонстрировала глубокие транзиты глубиной около 8%, вторичный минимум, напротив, был очень мелким – только 0.25%. Плоское дно вторичного минимума говорило о том, что второй компонент звездной пары затмевается полностью, а разница в глубине первичного и вторичного минимума говорило о значительной разнице температур обеих звезд. Все это (вкупе с измерением колебаний лучевой скорости главного компонента) привело авторов открытия к выводу, что вторым компонентом звездной пары является маленький красный карлик. Оба компонента вращаются друг вокруг друга по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1848 ± 0.0007 а.е. и эксцентриситетом 0.051 ± 0.004, и делают один оборот за 27.322 земных суток. Масса главного компонента составляет 0.934 ± 0.01 солнечных масс, масса его компаньона – 0.194 ± 0.002 солнечных масс.

Помимо регулярных затмений звездами друг друга на кривой блеска системы были зафиксированы три транзитных события одинаковой глубины, но существенно разной продолжительности (5.7, 12.5 и 7.1 часов), разделенные периодом 240.503 ± 0.053 земных суток. Ни раньше, ни позже транзитов такой глубины обнаружено не было. Все это привело исследователей к заключению, что орбита транзитной планеты несколько наклонена к плоскости орбиты звездной пары, и что быстрая прецессия этой орбиты делает планету то транзитной, то не транзитной. Дальнейший анализ данных полностью подтвердил этот вывод.

Вверху слева: орбиты планеты и звезд в системе KIC 9632895, вид сверху. Снизу: конфигурация орбит в системе на момент первого транзита планеты 8 августа 2011 года, вид сбоку (со стороны Земли). Вверху справа: эволюция орбиты KIC 9632895 b с ноября 2025 года по ноябрь 2036 года (для наглядности вертикальный масштаб увеличен в 8 раз).

Как оказалось, под влиянием возмущений со стороны второго компонента наклонение орбиты планеты KIC 9632895 b колеблется с амплитудой 4.575° и периодом 102.8 земных лет. С Земли она видна как транзитная только в течение ~8.4% времени. В июле 2015 года планета перестанет проходить по диску главной звезды, и начнет снова в 2066 году. Сейчас взаимный наклон орбит звездной пары и транзитной планеты оценивается в 2.3°.

Сама планета также оказывается довольно интересной. По своим размерам (6.165 ± 0.035 радиусов Земли) она занимает промежуточное положение между Ураном и Сатурном. При этом отсутствие заметных вариаций времени наступления транзитов красного карлика позволило оценить верхний предел на массу планеты – всего 16 масс Земли (с достоверностью 1 сигма). Это говорит о том, что KIC 9632895 b является «воздушным» нептуном с протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Планета вращается вокруг барицентра системы по почти круговой орбите (эксцентриситет 0.038 ± 0.009) на среднем расстоянии 0.788 ± 0.003 а.е., ее температурный режим очень близок к температурному режиму Земли. Возможно, издалека она и выглядит как Земля, только очень большая – голубой диск, покрытый завитушками облаков из водяного льда.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.1605.pdf

 

 

9 сентября 2014
Поверхность Европы демонстрирует признаки тектоники плит

Европа, спутник Юпитера, отличается молодой поверхностью, покрытой густой сетью разломов и борозд. Возраст поверхности Европы, оцененный по количеству ударных кратеров, составляет 40-90 млн. лет. Это говорит о том, что характерное время обновления поверхности не превышает 2% от полного времени существования спутника. Но каким образом происходит это обновление?

На поверхности Европы нет следов водных потоков, нет признаков криовулканизма. Однако многочисленные разломы, протянувшиеся на сотни километров, по своему строению весьма напоминают строение срединно-океанических хребтов на Земле. На нашей планете в этих областях (их называют зонами спрединга) происходит расхождение тектонических плит и формирование новой океанической коры. Аналогичный процесс может происходить и на Европе. Более теплый и пластичный водяной лед, поднимаясь наверх в процессе медленных конвективных движений, вызывает постепенное расширение трещин и создает новую площадь поверхности. Скорость этого процесса может быть близкой к скорости движения литосферных плит на Земле – до 4 см в год.

Однако если одни участки поверхности заново образуются, другие должны каким-то образом уничтожаться, поскольку общая площадь поверхности Европы остается неизменной. На Земле такое уничтожение происходит в зонах субдукции, где участки океанической коры «ныряют» под край материковой коры, постепенно погружаясь в мантию и расплавляясь. Есть ли нечто подобное на Европе?

Чтобы разобраться в этом вопросе, двое американских ученых Саймон Каттенхорн (Simon A. Kattenhorn) и Луиза Проктер (Louise M. Prockter) проанализировали снимки поверхности Европы, полученные АМС Galileo. Они сосредоточили свое внимание на участке поверхности спутника общей площадью 134 тыс. кв. км в северной части хвостового полушария. Тщательно изучив строение отдельных деталей рельефа на этом участке, они обнаружили, дополнительно к поступательному расширению трещин, исчезновение куска поверхности площадью примерно 20 тыс. кв. км. Каттенхорн и Проктер интерпретировали это исчезновение как зону субдукции, где участок жесткой ледяной плиты ушел под другую плиту.

Реконструкция исчезнувшего участка шириной около 99 км (на правом рисунке показан белым цветом).

По мнению Каттенхорна и Проктер, холодные (температура на поверхности ~100 K), довольно тонкие (толщиной всего в несколько километров), жесткие плиты лежат на толстом слое более пластичного и теплого льда, в котором происходят медленные конвективные движения. Движение этих ледяных плит, вызванное конвекцией в нижнем слое, аналогично движению литосферных плит на Земле.

Предложенная авторами модель зоны субдукции на Европе.

В этой связи возникает интригующий вопрос о криовулканизме на Европе. На Земле зоны субдукции являются зонами активного вулканизма. Недавние наблюдения выбросов водяного пара вблизи южного полюса Европы, проведенные космическим телескопом им. Хаббла, также свидетельствуют в пользу возможных (пусть и редких) водных извержений. Вся поверхность Европы с хорошим разрешением еще не отснята, это задача будущих миссий в систему Юпитера, так что отсутствие следов криовулканизма на Европе может оказаться делом временным.

Информация получена: http://www.nature.com.sci-hub.org/ngeo/journal/vaop/ncurrent/full/ngeo2245.html

 

 

4 сентября 2014
У близкого красного карлика Gliese 667C – только две планеты

Среди маломассивных планет, открытых методом лучевых скоростей на грани чувствительности аппаратуры, продолжается череда громких «закрытий». Совсем недавно было закрыто несколько планет у близкого красного карлика Gliese 581 – учет влияния собственной активности звезды на колебания ее лучевой скорости показал, что рядом с ней отсутствуют не только «ненадежные» планеты g и f, относительно которых давно шел спор между разными группами исследователей, но и планета d, в наличии которой почти никто не сомневался. И вот теперь исследователи приложили ту же методику к анализу колебаний лучевой скорости звезды Gliese 667C, в системе которой было известно семь(!) планет. К сожалению, большинство этих планет оказалось фантомами. Дополнительные колебания лучевой скорости звезды, которые объяснялись наличием планет, оказались вызваны различными формами ее собственной активности.

Звезда Gliese 667C – близкий (~6.8 пк) красный карлик спектрального класса M1.5 V, вращающийся вокруг более тесной пары K-звезд Gliese 667A и Gliese 667B. Первая (и самая массивная) планета рядом с ним была открыта в 2009 году, ею стала суперземля Gliese 667C b минимальной массой 5.4 масс Земли на 7.2-суточной орбите. Вторую планету – суперземлю в обитаемой зоне Gliese 667C c – открыли в 2011 году. Ее минимальная масса оказалась равной 3.8 масс Земли, орбитальный период составил ~28 суток. Обе планеты были обнаружены путем анализа колебаний лучевой скорости звезды, измеренной спектрографом HARPS.

В течение 2012 и 2013 годов накопление данных об изменении лучевой скорости звезды продолжилось, и продолжились попытки обнаружить там дополнительные планеты. В июне 2013 года была опубликована научная статья, в которой доказывалось наличие в этой системе 6 или 7 планет. Отмечу, что амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, предположительно, вызванная этими планетами, была очень мала – от 0.6 до 1.5 м/сек.

Вот такой предстала перед нами система Gliese 667 C в середине 2013 года.

Тщательное изучение собственной активности звезды Gliese 667C, проведенное Полом Робертсоном (Paul Robertson) и Сувратом Махадеваном (Suvrath Mahadevan), показало, что реальными являются только первые две планеты из семи. После учета влияния на лучевую скорость различных видов собственной активности звезды их параметры выглядят так.

Минимальная масса внутренней планеты Gliese 667C b составляет 5.6 ± 0.3 масс Земли, ее орбитальный период ± 7.1999 ± 0.0009 земных суток. Эта суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.050431 ± 0.000004 а.е. (оцените погрешность!) и эксцентриситетом 0.15 ± 0.05. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму Меркурия.

Минимальная масса внешней планеты Gliese 667C c – 4.1 ± 0.6 масс Земли. Суперземля находится на эллиптической орбите с большой полуосью 0.12501 ± 0.00009 а.е. и эксцентриситетом 0.27 ± 0.1, и делает один оборот за 28.10 ± 0.03 земных суток. Температурный режим внешней планеты соответствует температурному режиму Земли.

Кроме того, лучевая скорость звезды Gliese 667 C демонстрирует линейный дрейф величиной 2.0 ± 0.1 м/сек за год, вызванный гравитационным влиянием пары звезд A и B.

Все эти «закрытия» последнего времени, фактически, маркируют границы применимости метода измерения лучевых скоростей родительских звезд. Как оказалось, мало уметь измерять лучевую скорость звезды с точностью лучше 1 м/сек, нужно еще уметь учитывать разнообразные проявления звездной активности. Особенно важно это становится при изучении маломассивных планет, амплитуда влияния которых на скорость родительской звезды составляет всего несколько метров в секунду.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1409.0021v1.pdf

 

 

1 сентября 2014
Измерено альбедо 31 субсатурна из числа транзитных кандидатов Кеплера

Когда в своем орбитальном движении транзитная планета заходит за диск родительской звезды, на кривой блеска системы появляется небольшой провал, называемый вторичным минимумом или «антизатмением». Измерив глубину вторичного минимума, можно определить альбедо планеты. Измерение вторичного минимума в системах с транзитными горячими юпитерами показало, что большинство планет этого типа являются очень темными, с альбедо на уровне нескольких процентов. Однако есть и исключения – некоторые горячие юпитеры окутаны яркими облаками, их альбедо достигает величины 0.3-0.5.

Вместе с тем изучение отражающих свойств небольших планет (нептунов и суперземель) только начинается. Из-за малого размера этих планет относительно размеров звездного диска вторичный минимум у них оказывается очень мелким. Только исключительная точность фотометрии Кеплера позволяет регистрировать вторичные минимумы в системах с небольшими планетами (радиусом меньше 6 радиусов Земли).

28 августа 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Холли Шитса (Holly A. Sheets) и Дрейка Деминга (Drake Deming), посвященная измерению альбедо планетных кандидатов из каталога KOI с радиусами менее 6 радиусов Земли. Авторы разделили кандидатов на две группы – в первую попали 32 кандидата, для которых величина (R_p/a)² > 10 ppm (для нее вероятность регистрации вторичного минимума была довольно велика), а во вторую (контрольную группу) попало 376 кандидатов с (R_p/a)² < 1 ppm (для этой группы регистрация вторичного минимума была крайне маловероятной). Здесь R_p – радиус транзитной планеты, a – расстояние между планетой и звездой.

Средняя величина альбедо у планет первой группы оказалась равной 0.22 ± 0.06 – заметно выше, чем у горячих юпитеров. Средняя глубина вторичного минимума у планет второй группы формально оказалась равной 0.36 ± 0.37 ppm – иначе говоря, в полном соответствии с ожиданиями, вторичный минимум зарегистрирован не был. Это подтверждает адекватность выбранной методики расчетов и делает результат, полученный для первой группы, достаточно надежным.

Интересно, что глубина вторичного минимума для планеты Kepler-10 b оказалась достаточно большой – 7 ± 1 ppm. Это соответствует величине альбедо, равной 0.60 ± 0.09, что сравнимо с альбедо Венеры! Ранее уже появлялись данные, что горячая суперземля Kepler-10 b необычно яркая, новое исследование Шитса и Деминга полностью подтверждает этот вывод. Кроме того, подтверждается вывод о том, что горячие нептуны заметно ярче горячих юпитеров – возможно, из-за наличия облаков или плотной дымки в их атмосферах.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.6234v1.pdf

 

 

29 августа 2014
OGLE-2008-BLG-092 b: очень холодный и тяжелый аналог Нептуна у далекого красного карлика

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать планеты, недоступные любому другому методу поиска экзопланет. В частности, он может находить планеты, удаленные на большое расстояние от своих звезд и при этом не настолько массивные и горячие, чтобы их можно было регистрировать на инфракрасных снимках. Прекрасным примером такой планеты стала OGLE-2008-BLG-092 b, статья об открытии которой появилась в Архиве электронных препринтов 27 августа 2014 года.

Событие микролинзирования OGLE-2008-BLG-092 было зафиксировано обзором OGLE 16 марта 2008 года. Короткий (продолжительностью всего около 2 суток) всплеск на кривой блеска фоновой звезды говорил о том, что микролинзирование произошло на небесном теле небольшой массы. Однако вскоре после этого начался новый плавный подъем блеска с продолжительностью, соответствующей линзированию на звезде. Линза оказалась двойной.

К удивлению исследователей, на этом дело не закончилось. В 2010 году фоновая звезда OGLE-2008-BLG-092 снова начала становиться ярче. Линза оказалась не двойной, а тройной, причем все ее компоненты оказались разделены достаточно большим расстоянием! Анализ кривой блеска облегчился тем, что звезда-источник была очень яркой (ее видимая звездная величина в полосе I достигала +13.9). Кроме того, звездное поле, на котором находилась OGLE-2008-BLG-092, мониторилось обзором OGLE с 1992 года, что позволило определить собственное движение звезды с высокой точностью.

Кривая блеска фоновой звезды во время события микролинзирования OGLE-2008-BLG-092.

Что же выяснилось?

И звезда-источник, и звезда-линза расположены в балдже Галактики, расстояние до них оценивается в 8.5 и 7 кпк, соответственно. Из кривой блеска были определены отношения масс компонент тройной линзы, они оказались равными 2.66 10^-4 и 0.22. Это означало, что перед нами двойная звезда, вокруг главного компонента которой вращается планета.

Траектория движения фоновой звезды (показана красной линией со стрелкой) через тройную линзу OGLE-2008-BLG-092. Кружками с подписью Pl , Pri и Sec обозначены планета, главный компонент и второй компонент звездной пары, соответственно.

Массу главного компонента авторы открытия оценили в 0.58 солнечных масс, массу второго компонента – в 0.12 солнечных масс. Обе звезды являются красными карликами, но один из них в несколько раз массивнее и гораздо ярче другого. Расстояние между звездами (в проекции на небесную сферу) составляет 41 а.е.

Планета OGLE-2008-BLG-092 b вращается вокруг главного компонента пары. Ее масса оценивается в ~46 масс Земли (2.7 масс Нептуна). От главного компонента она удалена на 13 а.е. (в проекции на небесную сферу). Температурный режим планеты соответствует температурному режиму внешнего края пояса Койпера, т.е. она реально очень холодна. На данный момент это самая удаленная от своей звезды планета, обнаруженная методом гравитационного микролинзирования.

Авторы открытия задались вопросом, а не является ли второй компонент пары случайно спроецировавшейся на систему звезда + планета физически не связанной с ними звездой? Однако подсчет вероятности такого наложения привел их к выводу, что вариант с тройной линзой (когда все три компонента физически связаны друг с другом) в 400 раз более вероятен.

Интересно, что авторы открытия поставили под сомнение известную оценку количества свободно плавающих (не принадлежащих какой-либо звезде) планет – 1.8 ^+1.7/_-0.8 планет на звезду. Они обратили внимание, что только большая яркость фоновой звезды позволила зафиксировать на кривой блеска слабый «горб», вызванный главным компонентом пары. Будь звезда-источник на 3 звездные величины слабее, этот «горб» потерялся бы в шумах, и звезда массой 0.58 солнечных в системе OGLE-2008-BLG-092 осталась бы незамеченной.

В результате авторы пришли к выводу, что большинство «бесхозных» планет, обнаруженных методом микролинзирования, на самом деле физически связаны с какими-то звездами, но находятся на широких орбитах. Если расстояние между планетой и звездой превышает несколько радиусов Эйнштейна (т.е. 10-15 а.е.), влияние звезды-линзы на кривую блеска может оказаться слишком слабым, чтобы его можно было обнаружить при низкой яркости звезды-источника.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.6223.pdf

 

 

27 августа 2014
Необычная система Kepler-419

Согласно одной из действующих гипотез, образование горячих юпитеров происходит в два этапа. Сначала планета-гигант попадает на высокоэксцентричную орбиту с малым расстоянием в перицентре, а потом эта орбита скругляется под действием приливных сил. В свою очередь, на высокоэксцентричные орбиты планеты-гиганты попадают или в результате планет-планетного рассеяния, или в результате гравитационного взаимодействия с более массивным телом (коричневым карликом или звездой) по механизму Козаи.

Эта гипотеза предсказывает резкий наклон орбит горячих юпитеров к звездному экватору. И действительно, примерно треть горячих юпитеров, для которых был измерено наклонение орбиты к оси вращения звезды, находятся на сильно наклоненных (вплоть до полярных и ретроградных) орбитах. Но возникает вопрос – все ли горячие юпитеры образовались по этому механизму, или же часть из них оказалась на своей текущей орбите в результате миграции в протопланетном диске?

Если гипотеза верна, то некоторые планеты-гиганты (предшественники горячих юпитеров) должны наблюдаться на высокоэллиптических орбитах с низким перицентром (~0.05 а.е. или еще меньше). И такие планеты-гиганты действительно существуют, например, HD 80606 b. Однако их количество в несколько раз меньше, чем должно быть, если считать, что все горячие юпитеры проходят через стадию высокоэллиптической орбиты.

Команда астрономов под руководством Ребекки Доусон (Rebekah I. Dawson) решила разобраться в этом вопросе. Они вычислили, что если все будущие горячие юпитеры проходят через стадию высокоэллиптической орбиты, среди транзитных кандидатов Кеплера должно быть 5-6 подобных планет, и решили заняться их поиском. Но нашли только одну такую систему – Kepler-419.

Звезда Kepler-419 (KOI-1474, KIC 12365184) заметно массивнее и горячее Солнца, ее спектральный класс средний F. Масса звезды оценивается в 1.39 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.75 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость более чем в 4.5 раза превосходит светимость Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13), его можно оценить в 943 пк.

Кривая блеска Kepler-419 демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 69.7546 ± 0.0009 земных суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту радиусом 10.8 ± 1.4 радиусов Земли (0.964 ± 0.125 радиусов Юпитера). Продолжительность транзита, слишком короткая для такого орбитального периода, говорит о том, что планета находится на высокоэксцентричной орбите. Кроме того, вариации времени наступления транзитов говорили о наличии в этой системе еще одной не транзитной планеты.

Измерение лучевых скоростей звезды Kepler-419 с помощью спектрографа HIRES полностью подтвердило оба вывода.

Масса планеты Kepler-419 b оказалась равной 2.5 ± 0.3 масс Юпитера, эксцентриситет орбиты достигал величины 0.833 ± 0.013! Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.062 а.е. в перицентре до 0.678 а.е. в апоцентре, т.е. в 11 раз! Вместе с тем авторы открытия усомнились, что эта планета может стать в будущем «полноценным» горячим юпитером: расстояние до звезды в перицентре все-таки слишком велико, и если эволюция орбиты будет идти с сохранением углового момента, в конце концов, Kepler-419 b окажется на орбите с периодом 14 ⁺⁹/_-10 земных суток.

Измерение лучевых скоростей звезды подтвердило и наличие второй не транзитной планеты, обнаруженной TTV-методом. Ею оказался массивный гигант Kepler-419 c массой 7.3 ± 0.4 масс Юпитера. Комбинируя данные о вариациях времени наступления транзитов за все 16 наблюдательных кварталов Кеплера и измерения лучевой скорости родительской звезды, ученые смогли определить истинную массу внешней планеты, ее орбитальный период, эксцентриситет орбиты и другие параметры. К удивлению исследователей, оказалось, что плоскости орбит обеих планет, несмотря на высокий эксцентриситет внутренней планеты, не так уж сильно наклонены друг к другу – всего на 9 ⁺⁸/_-6°.

Внешний гигант имеет температурный режим, близкий к температурному режиму Венеры. Эксцентриситет его орбиты довольно умеренный – всего 0.184 ± 0.002, орбитальный период составляет 675.47 ± 0.11 земных суток. Наклонение орбиты Kepler-419 c к лучу зрения составляет 88 ⁺³/_-2°, т.е. еще немного, и она тоже была бы транзитной. Интересно, что аргументы перицентра обеих планет различаются почти точно на 180°, иначе говоря, перицентр внутренней планеты ориентирован в ту же сторону, что и апоцентр внешней.

Авторы исследования отмечают, что одно только взаимодействие с планетой Kepler-419 c не может объяснить высокий эксцентриситет орбиты Kepler-419 b. Возможно, в этой системе имеется еще одно или несколько массивных тел на внешних орбитах (например, коричневый карлик или маломассивная звезда). Исследователи предлагают продолжить наблюдения за звездой Kepler-419, тем более что глубина транзитов внутренней планеты позволяет наблюдать их с Земли, а вариации времени наступления транзитов достигают 1 часа. Также будет полезно продолжить измерение лучевых скоростей звезды Kepler-419 для лучшего понимания строения и эволюции этой интересной и необычной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.5229v3.pdf

 

 

26 августа 2014
Открыта небольшая планета у близкого красного карлика Gliese 15A

26 августа 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы, посвященная открытию очередной планеты обзором Eta-Earth Survey. В рамках этого обзора на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES уже более 15 лет измеряются лучевые скорости 232 сравнительно близких (ближе 25 пк), ярких (видимая звездная величина меньше +11) хромосферно тихих звезд спектральных классов G, K и M. За прошедшие годы в рамках Eta-Earth Survey было обнаружено 37 планет у 23 близких к Солнцу звезд.

Gliese 15A (еще называемая HD 1326A, HIP 1475, GX Andromedae и Groombridge 34) – близкий красный карлик спектрального класса M1 V или M2 V (по данным разных авторов). Звезда удалена от нас на 3.59 ± 0.01 пк, ее масса оценивается в 0.375 ± 0.057 солнечных масс, радиус был прямо измерен интерферометром CHARA и составляет 0.3863 ± 0.0021 солнечных радиусов. Gliese 15 A отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе Солнца.
Gliese 15A входит в состав широкой звездной пары: на расстоянии 146 а.е. от нее расположен звездный компаньон Gliese 15B спектрального класса M3.5 V, орбитальный период пары оценивается в 2600 лет.

Наблюдения за звездой Gliese 15A американские астрономы вели в течение 15 лет – с января 1997 по декабрь 2011 года. Всего было получено 117 замеров лучевой скорости с погрешностью от 0.5 до 1.5 м/сек.

Авторы открытия обнаружили в полученных данных колебания лучевой скорости звезды с двумя периодами – 11.44 и ~44 земных суток. Как оказалось, второй период соответствует периоду вращения звезды вокруг своей оси (с той же периодичностью меняется блеск звезды и уровень ее хромосферной активности), зато первый период отражает гравитационное влияние планеты Gliese 15A b.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Gliese 15A b оценивается в 5.28 ± 0.75 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0717 ± 0.0036 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ^+0.08/_-0.06, и делает один оборот за 11.4433 ± 0.0017 земных суток. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия; в зависимости от альбедо (от 0 до 0.75) эффективная температура планеты может меняться от 550 до 390К.

Вероятность транзитной конфигурации для планеты Gliese 15A b близка к 2%. Авторы поискали в фотометрии звезды признаки транзитов этой планеты, но ничего не нашли.

Открытие очередной маломассивной планеты у близкого красного карлика подтверждает широчайшую распространенность планет подобного типа.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.5645.pdf

 

 

21 августа 2014
Kepler-418 b: планета-гигант, подтвержденная методом многоцветной фотометрии

Транзитный метод поиска экзопланет, как и другие методы, имеет свои трудности и подводные камни. Транзитный сигнал (периодическое незначительное ослабление блеска звезды) может быть вызван не только планетой, проходящей по звездному диску, но и другими астрофизическими явлениями, к планетам никакого отношения не имеющими. Так, затменно-переменная двойная фона, находящаяся на малом угловом расстоянии от целевой звезды и загрязняющая ее фотометрию своим светом, может дать кривую блеска, не отличимую в белом свете от кривой блеска звезды с транзитной планетой. Также транзитный сигнал может имитироваться скользящими затмениями звезд (когда звезда, вращающаяся вокруг целевой звезды, затмевает ее только краешком). Поэтому все транзитные кандидаты проходят процедуру валидации (исключения других астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал), а в идеале – и прямого подтверждения планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Интересный метод валидации был предложен для транзитных кандидатов размерного класса гигантов. Как известно, солнечный и звездные диски испытывают потемнение к краю, причем это потемнение гораздо заметнее в синих лучах, нежели в красных. Когда на звездный диск вступает транзитная планета, она закрывает собой красноватую часть звездного диска у его края, и общий цвет звезды слегка «голубеет». Потом транзитная планета движется по центральной части звездного диска, закрывая собой более горячие и яркие его части, и общий цвет звезды слегка «краснеет». При сходе планеты со звездного диска все повторяется в обратном порядке. Этот эффект наблюдается только в том случае, когда затмевающее тело по своим размерам гораздо меньше размеров звездного диска, т.е. является планетой, коричневым карликом или очень маломассивной звездой. Метод позволяет исключить в качестве источника ложных открытий затменно-переменные двойные фона и скользящие затмения двойных звезд.

Именно этот метод (многоцветной фотометрии) был применен к транзитному кандидату KOI-1089.01. Кривая блеска звезды KOI-1089, получившей также название Kepler-418, демонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 86.7 земных суток, глубиной 0.81% и продолжительностью 10.2 часов, что соответствовало (в случае подтверждения планетной природы кандидата) планете размерного класса гигантов на достаточно широкой орбите. Однако тусклость родительской звезды (+14.98) затрудняла измерение ее лучевых скоростей с точностью, необходимой для измерения массы планеты RV-методом. Этого мало – как оказалось, на расстоянии 15 угловых секунд к западу от Kepler-418 расположена еще одна звезда спектрального класса K с видимой звездной величиной (в красных лучах) +14.3. Учет загрязнения фотометрии звезды Kepler-418 светом звезды-соседки привел к необходимости пересмотра параметров планетного кандидата.

Чтобы разобраться во всем этом, ночью 14 августа 2011 года группа европейских астрономов под руководством Б.Тингли (B. Tingley) провела наблюдения транзита планеты Kepler-418 b на 10.4-метровом Большом Канарском телескопе (Gran Telescopio Canarias, GTC) одновременно в зеленых (с длиной волны 4815 ± 153A) и инфракрасных (с длиной волны 969.5 ± 261A) лучах. Вычтя одну кривую блеска из другой, Тингли с коллегами обнаружил характерный «горб», возникший при пересечении транзитной планетой красноватой и тусклой части звездного диска у самого его края. Таким образом, было показано, что транзитный кандидат KOI-1089.01 является небольшим объектом (планетой или коричневым карликом).

Кривая блеска звезды Kepler-418, полученная 14 августа 2011 года на телескопе GTC, в зеленых (вверху) и инфракрасных (внизу) лучах. Наблюдения велись 4.5 часов. Пунктирной вертикальной линией показан момент начала транзита, сплошной вертикальной линией - момент ожидаемой середины транзита (полная продолжительность транзита составляет 10.2 часов). На самом нижнем рисунке показан результат вычитания кривой блеска в инфракрасных лучах из кривой блеска в зеленых лучах.

Теперь надо было оценить массу объекта. Наблюдения звезды Kepler-418 с помощью спектрографа FIES, установленного на Северном оптическом телескопе (NOT), показали отсутствие заметных колебаний лучевой скорости с амплитудой больше 40 м/сек. Это, в свою очередь, позволило получить верхний предел на массу планеты Kepler-418 b – 1.1 масс Юпитера – и исключить возможность того, что она является коричневым карликом или очень маломассивной звездой.

Окончательно строение системы выглядит так.

Родительская звезда Kepler-418 напоминает Солнце: ее масса оценивается в 0.98 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.09 ± 0.14 солнечных радиусов, температура фотосферы (5820 ± 100К) также близка к солнечному значению. Возраст системы составляет 7 ⁺³/_-4 млрд. лет.

На расстоянии 22.9 ± 2.6 звездных радиусов от нее (~0.107 а.е.) находится планета, которая пока остается в статусе транзитного кандидата. Ее радиус составляет 0.625 ± 0.083 радиусов Юпитера, масса не превышает 0.64 масс Юпитера, орбитальный период равен 12.21826 ± 0.00001 земных суток. Эксцентриситет орбиты внутренней планеты не известен (получен только верхний предел, равный 0.5).

Подтвержденная планета Kepler-418 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 84.4 ± 9.5 звездных радиусов (~0.393 а.е.) и имеет температурный режим Меркурия. Ее масса не превышает 1.1 масс Юпитера, радиус достигает 1.20 ± 0.16 радиусов Юпитера, эксцентриситет орбиты довольно умеренный – 0.20 ± 0.11.

Тингли с коллегами подчеркивает, что загрязнение кривой блеска целевой звезды соседними звездами (т.е. звездами, находящимися на малом угловом расстоянии от целевой звезды и попадающими вместе с ней на один пиксель матрицы Кеплера) – довольно обычное явление среди транзитных кандидатов, однако при аккуратном анализе и учете это не мешает определению точных параметров транзитных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.5354v2.pdf

 

 

20 августа 2014
Два транзитных горячих юпитера из созвездия Льва: WASP-104 b и WASP-106 b

Изучение транзитных горячих юпитеров с орбитальными периодами больше 5 суток позволяет определить механизм, по которому горячие юпитеры образуются. По современным представлениям, планеты-гиганты формируются за снеговой линией, в той области протопланетного диска, где из-за падения температуры водяной пар конденсируется в ледяные пылинки, из-за чего плотность пыли скачком возрастает в несколько раз. В Солнечной системе снеговая линия расположена на расстоянии ~2.7 а.е. от Солнца. Однако наблюдения показывают, что часть планет-гигантов находится очень близко к своим звездам. Каким образом они там оказались?

Согласно одной из гипотез, планеты-гиганты мигрируют внутрь системы за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. Эта гипотеза предсказывает, что горячие юпитеры должны оказываться на круговых орбитах, мало наклоненных к экватору своей звезды.

Согласно другой гипотезе, планеты-гиганты в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном по механизму Козаи сначала оказываются на высокоэксцентричных орбитах, а потом эти орбиты скругляются приливными силами. По этой второй гипотезе горячие юпитеры должны оказываться на резко наклоненных к экватору звезды орбитах с заметным эксцентриситетом.

Наблюдения транзитных горячих юпитеров свидетельствуют в пользу обеих гипотез: орбиты примерно 2/3 планет этого типа мало наклонены к звездному экватору, зато орбиты оставшейся трети наклонены очень сильно, вплоть до полярных и ретроградных орбит.

Дело осложняется тем, что орбиты короткопериодических планет (с периодами короче 3-4 земных суток) достаточно быстро скругляются приливными силами, замывая первоначальный эксцентриситет. Однако для планет с периодом длиннее ~5 суток «характерное время скругления» оказывается больше возраста изучаемых планет и даже Вселенной в целом. Именно поэтому изучение эксцентриситетов и наклонений орбит планет-гигантов с периодами больше 5 суток помогает понять происхождение горячих юпитеров.

7 августа 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов из обзора SuperWASP, посвященная открытию двух новых транзитных горячих юпитеров WASP-104 b и WASP-106 b. Орбитальный период первой из них, WASP-104 b, составляет всего 1.755 земных суток, так что ее круговая орбита никого не удивила. Однако орбитальный период второй планеты (WASP-106 b) оказался равным 9.29 земных суток, но и ее орбита оказалась чрезвычайно близкой к круговой. Если наклон плоскости орбиты WASP-106 b к звездному экватору тоже окажется мал, это будет веским свидетельством в пользу гипотезы об образовании этой планеты путем миграции в протопланетном диске.

Итак, WASP-104 удалена от нас на 143 ± 10 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, чья масса оценивается в 1.076 ± 0.049 солнечных масс, а радиус – в 0.963 ± 0.027 солнечных радиусов. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца.

Масса планеты WASP-104 b составляет 1.27 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.14 ± 0.04 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 1.15 ± 0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0292 ± 0.0005 а.е. (~6.5 звездных радиусов), ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 1516 ± 39К.

Звезда WASP-106 оказывается несколько массивнее, ярче и горячее Солнца, ее спектральный класс F9. Масса звезды составляет 1.192 ± 0.054 солнечных масс, радиус – 1.393 ^+0.048/_-0.028 солнечных радиусов. Система удалена от нас на 283 ± 21 пк.

Масса планеты WASP-106 b достигает 1.925 ± 0.076 масс Юпитера, радиус равен 1.085 ^+0.046/_-0.028 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.00 ^+0.15/_-0.21 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0917 ± 0.0014 а.е. (~14.2 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1140 ± 29К.

Интересно, что обе планеты, несмотря на существенный нагрев со стороны близких звезд, оказываются не «раздутыми», их средняя плотность превышает плотность воды. Возможно, это говорит о значительной доле тяжелых элементов в их составе.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.0887.pdf

 

 

16 августа 2014
Масса «падающей планеты» Kepler-91 b измерена методом лучевых скоростей

В декабре 2013 года было объявлено об открытии транзитной планеты Kepler-91 b (KOI-2133.01), вращающейся на расстоянии всего 2.5 звездных радиусов от своей звезды – красного гиганта спектрального класса K3 III. Массу планеты (0.88 ^+0.17/_-0.33 масс Юпитера) тогда оценили за счет эффекта эллипсоидальности – под действием гравитационного поля планеты форма звезды слегка отклонялась от сферы, приводя к еле заметным, но все же надежно регистрируемым колебаниям блеска. Однако позже в печати стали появляться научные работы, в которых планетная природа этого кандидата подвергалась сомнению (так, научных коллектив под руководством Esteves, изучая фазовую кривую Kepler-91 b, нашел, что она является самосветящимся объектом, а значит, не может быть планетой). Для подтверждения планетной природы планеты и уточнения ее характеристик требовалось независимо измерить ее массу методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Именно это и было проделано Томасом Бакли (Thomas Barclay) с коллегами. С помощью спектрографа HRS, установленном на телескопе Хобби-Эберли (Hobby-Eberly Telescope), ученые получили 18 замеров лучевой скорости звезды Kepler-91. После учета и исключения из данных акустического шума, вызванного грануляцией фотосферы красного гиганта, оказалось, что результаты замеров хорошо ложатся на синусоидальную кривую с периодом, равным периоду транзитной планеты, и амплитудой 67 ± 11 м/сек. Это позволило определить массу Kepler-91 b – она оказалась равной 0.73 ± 0.13 масс Юпитера, что хорошо согласуется с предыдущей оценкой массы, полученной с помощью эффекта эллипсоидальности, но существенно уточняет ее.

Кривая блеска (вверху) и колебания лучевой скорости (внизу) звезды Kepler-91.

Также из анализа кривой блеска было измерено геометрическое альбедо планеты; оно оказалось довольно высоким – 0.52 ± 0.22 (примерно такое же альбедо у Юпитера).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.3149.pdf

 

 

13 августа 2014
CoRoT-22 b: транзитный горячий нептун на 9.8-дневной орбите

Европейские астрономы под руководством C.Moutou продолжают неспешно подтверждать планетную природу транзитных кандидатов, обнаруженных космическим телескопом COROT. 13 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации транзитного горячего нептуна CoRoT-22 b. Хотя массу планеты методом измерения лучевых скоростей измерить так и не удалось (был получен только верхний предел в 49 масс Земли), вероятность того, что перед нами именно планета, в 1400 раз больше, чем вероятность ложного открытия.

CoRoT-22 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 592 ⁺²⁵/_-42 пк. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в
1.136 ^+0.04/_-0.09 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов немного превышает солнечное. Возраст звезды достаточно неуверенно оценивается в 3.3 ± 2 млрд. лет.

Кривая блеска CoRoT-22 демонстрирует четкий транзитный сигнал с глубиной 0.2% и периодом 9.7560 ± 0.0001 земных суток, соответствующий планете радиусом 4.88 ^+0.17/_-0.39 радиусов Земли. Для подтверждения его планетной природы звезда подверглась стандартной процедуре валидации. Снимки высокого разрешения, полученные 0.8-метровым телескопом IAC (Тенерифе) и 1.2-метровым телескопом Эйлера (Ла Силья) показали несколько тусклых звезд, попадающих в прямоугольник ошибок на матрице космического телескопа и способных загрязнить кривую блеска звезды CoRoT-22. Как оказалось, фотометрия CoRoT-22, полученная COROT, загрязнена соседними звездами на 1.9 ± 0.5%. В голубых лучах это загрязнение сильнее (6.2 ± 1.4%), в красных лучах – слабее (1.0 ± 0.3%). Тщательное изучение этих звезд показало, что не они отвечают за транзитный сигнал на кривой блеска CoRoT-22.

Измерение лучевых скоростей родительской звезды не выявило однозначно колебаний, вызванных гравитационным влиянием планеты. Формально амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, соответствующих орбитальному периоду планеты, составила 3.7 ± 3.9 м/сек, так что речь может идти только о верхнем пределе на массу CoRoT-22 b. С достоверностью 99% эта масса оказывается меньше 49 масс Земли. Это означает, что средняя плотность планеты не превышает 2.56 г/куб.см. CoRoT-22 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.092 а.е. (~17.3 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 885 ⁺⁵³/_-280К (в предположении нулевого альбедо).

После горячей транзитной суперземли CoRoT-7 b планета CoRoT-22 b оказывается самой маленькой транзитной планетой, открытой миссией COROT. Авторы открытия признаются, что у них есть еще около 20 транзитных кандидатов того же размера или меньше, проверкой которых они сейчас занимаются. Правда, тусклость родительских звезд этих кандидатов, скорее всего, воспрепятствует измерению их массы RV -методом, так что и в этом случае придется довольствоваться валидацией, а не полноценным подтверждением.

В будущем масса планеты CoRoT-22 b может быть прямо измерена спектрографом VLT-ESPRESSO.

Информация получена: http://arxiv.org /pdf/1408.2576v1 .pdf

 

 

12 августа 2014
На Уране снова штормит

Уран считается самой спокойной в метеорологическом отношении планетой-гигантом Солнечной системы. В 1986 году, когда мимо Урана пролетал «Вояджер-2», перед исследователями предстал невыразительный зеленовато-голубоватый диск, лишенный каких-либо деталей, несколько тонких облаков было замечено только после усиления контраста снимков.
В тот момент в южном полушарии планеты стояло полярное лето, а северное полушарие, напротив, было погружено в полярную ночь. Из-за сильного наклона оси вращения Урана (он вращается, как бы «лежа на боку») во время солнцестояний больше всего солнечного тепла и света получают приполярные области летнего полушария, а не область вокруг экватора и не тропики, как на всех остальных планетах Солнечной системы.

Таким Уран увидел «Вояджер-2». Снимок получен 18 декабря 1986 года. Кредит изображения: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA18182

В 2007 году на Уране наступило равноденствие, и погода там стала более разнообразной. На снимках, полученных в ИК-диапазоне на обсерватории им. Кека летом 2004 года (т.е. незадолго до эквинокса), можно увидеть яркие облака, отмечающие области сильных штормов.

Снимки Урана были получены 11 и 12 июля 2004 года в ИК-лучах на обсерватории им. Кека. Изображение в искусственных цветах образовано наложением трех цветовых каналов: синим цветом показан кадр, сделанный в лучах с длиной волны 1.26 мкм, зеленым – с длиной волны 1.62 мкм, красным – с длиной волны 2.1 мкм. Таким мы увидели бы Уран, если бы могли видеть в ближнем инфракрасном диапазоне. Кредит изображения: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA17306

Вскоре после равноденствия шторма утихли, и яркие облака исчезли.

Однако сейчас на Уране снова заштормило. Снимки, полученные на Кеке 5 и 6 августа 2014 года, показывают яркие облака в средних широтах северного полушария. Особенно поражает своими размерами облачный массив, обнаруженный на снимке от 6 августа:

Снимок был получен на 10-метровом телескопе Кек II в лучах с длиной волны 1.6 мкм.

Отдельные облачные массивы на Уране могут существовать годами. Так, с 2000 года ученые наблюдали яркое пятно, которое назвали Берг (Berg) – облачный массив поднимался над слоем тонкой околополярной дымки, как айсберг из морских волн. Сначала (с 2000 года) Берг дрейфовал между 32° и 36° южной широты, в 2004 году он стал гораздо ярче, в 2005 году он начал перемещаться к экватору и превратился в мощную штормовую систему. А в 2009 году, находясь всего в нескольких градусах от экватора, Берг рассеялся и исчез.

Шторм, замеченный на снимке от 6 августа, даже ярче Берга, а по своей морфологии очень его напоминает. На основании снимков, полученных на волне 2.2 мкм, ученые пришли к выводу, что облака в зоне этого шторма поднимаются высоко в атмосферу, возможно, даже до тропопаузы.

Информация получена: http://www.keckobservatory.org/recent/entry/cosmic_matters_stormy_weather_on_uranus

 

 

11 августа 2014
HATS-6 b: транзитный очень теплый сатурн у M-звезды

Давно известно, что распространенность планет-гигантов сильно кореллирует с массой родительских звезд. Чем массивнее звезда, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант. У звезд красных карликов планеты-гиганты встречаются редко, особенно редко встречаются массивные планеты на тесных орбитах – т.н. «горячие юпитеры». Так, к настоящему моменту был известен только один транзитный горячий юпитер у M-звезды (Kepler-45 b) и три планеты этого типа у поздних K-звезд (WASP-80 b, WASP-43 b и HAT-P-54 b).

Между тем, транзитные планеты-гиганты у маломассивных звезд являются очень привлекательными целями для дальнейших исследований. Во-первых, из-за небольшого диаметра родительских звезд транзиты таких планет получаются очень глубокими, что облегчает получение трансмиссионных спектров их атмосфер. Во-вторых, из-за низкой светимости родительских звезд эффективная температура планет оказывается существенно ниже, чем она была бы у планет более массивных звезд на тех же орбитах. Последнее обстоятельство позволяет изучать свойства атмосфер более прохладных планет-гигантов, нежели обычные горячие юпитеры.

11 августа 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья научного коллектива под руководством Дж.Хартмана (J. D. Hartman), посвященная открытию горячего (а точнее, очень теплого) транзитного сатурна у красного карлика HATS-6. Открытие было сделано в рамках наземного транзитного обзора «Южный HAT» (HATSouth). Данный обзор основан на наблюдениях сети широкоугольных автоматических телескопов, расположенных в южном полушарии (в Чили, Намибии и Австралии), и является аналогом гораздо более известного наземного транзитного обзора HATNet, действующего в северном полушарии.

Итак, звезда HATS-6 удалена от нас на 148.4 ± 3.3 пк. Это красный карлик спектрального класса M1 V, чья масса оценивается
в 0.574 ^+0.020/_-0.027 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.01 солнечных радиусов, а светимость близка к 5.6% солнечной светимости. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила) и солидным возрастом (8.1 ± 4.3 млрд. лет).

Масса планеты HATS-6 b составляет 0.32 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – 1.00 ± 0.02 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.40 ± 0.09 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (формально ее эксцентриситет равен 0.05 ± 0.06, т.е. совместим с нулем) на расстоянии 0.0362 ^+0.0004/_-0.0006 а.е. (~13.7 звездных радиусов), и делает один оборот за 3.32527 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 713 ± 5К (в предположении нулевого альбедо).

Хартман с коллегами отмечает, что трансмиссионная спектроскопия этой планеты трудна (из-за низкого блеска родительской звезды), но возможна. По аналогии с планетой WASP-80 b (чья эффективная температура ~825 K) можно ожидать, что атмосфера HATS-6 b также будет затянута высотной дымкой, которая может сделать плоским ее трансмиссионный спектр. В любом случае HATS-6 b станет привлекательной целью для строящегося космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск запланирован на 2018 год.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1408.1758v1.pdf

 

 

28 июля 2014
Обнаружены две планеты-гиганта у звезды эта Кита

К маю 2014 года было открыто 387 многопланетных систем у звезд различных типов, и их количество продолжает расти. Однако большинство систем, обнаруженных у звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс), включают в себя только одну экзопланету. Тем интереснее оказывается открытие международной группы астрономов из Германии и Гонконга, которые обнаружили у яркого оранжевого гиганта эта Кита (HIP 5364, HD 6805, HR 334) сразу две планеты-гиганта, близкие к орбитальному резонансу 2:1. Обе планеты укладываются в закономерность, подмеченную для планет звезд промежуточной массы: они массивны и находятся на широких орбитах с низким эксцентриситетом.

Эта Кита удалена от нас на 38.0 ± 0.2 пк. Это оранжевый гигант спектрального класса K1 III (по другим данным – K2 III), чья масса оценивается в 1.7 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 14.3 ± 0.2 солнечных радиусов, а светимость близка к 77 солнечных. Звезда прекрасно видна невооруженным глазом – ее видимая звездная величина +3.46.

Наблюдения за звездой эта Кита в числе других 373 ярких G- и K-гигантов ведутся на Ликской обсерватории с июля 2000 года. Всего было получено 118 замеров лучевой скорости этой звезды, точность единичного замера составила 4-8 м/сек.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты эта Кита b составляет 2.55 ± 0.2 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.28 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.05, и делает один оборот за 407 ± 3 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты эта Кита c несколько выше – 3.3 ± 0.2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.91 а.е., эксцентриситет орбиты также невелик и оценивается в 0.08 ± 0.04.
Из-за высокой светимости звезды обе планеты оказываются горячее Меркурия.

Авторы открытия провели анализ динамической устойчивости этой системы и нашли, что она устойчива только при наклонениях i, не сильно отличающихся от 90°. При наклонении менее 49° система становится полностью неустойчивой и срывается в хаотический режим уже через несколько тысяч лет (внешняя планета при этом, как правило, выбрасывается из системы). Также авторы отмечают, что взаимное гравитационное взаимодействие обеих планет возмущает их движение достаточно сильно для того, чтобы, продолжив мониторинг лучевой скорости эта Кита еще в течение нескольких лет, можно было прямо определить их массы и наклонения орбит.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1407.0712.pdf

 

 

22 июля 2014
Kepler-421 b: транзитная планета вблизи снеговой линии

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации падает обратно пропорционально расстоянию между планетой и родительской звездой, поэтому транзитный метод наиболее чувствителен к планетам на тесных орбитах. Транзитных планет на широких орбитах известно очень мало. Тем интереснее оказывается открытие международной группы астрономов под руководством Д.М. Киппинга (D.M. Kipping), представившей новый транзитный нептун Kepler-421 b, расположенный вблизи снеговой линии своей звезды. На данный момент Kepler-421 b оказывается самой удаленной от своей звезды и самой холодной транзитной экзопланетой.

История открытия этой планеты довольно поучительна. 8-9 мая 2010 года кривая блеска звезды KIC 8800954 на Поле Кеплера продемонстрировала четкое транзитное событие глубиной 2908 ppm и продолжительностью 16.7283 часов. Других транзитных событий на кривой блеска не было. Орбитальный период транзитного кандидата, оцененный по продолжительности транзита, составил 361.614906 суток, родительская звезда попала в каталог KOI под номером 1274. В Экзопланетном архиве НАСА орбитальный период этого кандидата оценили более осторожно – в 362 ± 82 суток. Однако в ожидаемое время второго транзитного события так и не произошло, и звезду выкинули из каталога KOI.

Однако на этом дело не закончилось. Изучив полную фотометрию этой звезды за все 16 наблюдательных кварталов Кеплера, авторы открытия обнаружили-таки второе транзитное событие, произошедшее 12 апреля 2012 года и отстоящее на 704.2 суток от первого. Глубина, форма и продолжительность второго события оказались очень близки к аналогичным параметрам первого, что привело исследователей к выводу, что перед нами транзиты одной и той же планеты. Третий транзит должен был произойти в марте 2014 года, но, к сожалению, «Кеплер» к этому времени уже вышел из строя.

Проведя стандартную процедуру валидации, Киппинг с коллегами нашли, что достоверность планетной природы кандидата KOI-1274.01 превышает 4 стандартных отклонения.

Итак, звезда Kepler-421 (KOI-1274, KIC 8800954) удалена от нас на 320 ± 20 пк. Это поздний желтый или ранний оранжевый карлик (спектрального класса G9 V или K0 V) массой 0.794 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 0.757 ± 0.03 солнечных радиусов и светимостью около 0.4 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст системы оценивается в 4.0 ± 0.8 млрд. лет.

Радиус планеты Kepler-421 b составляет 4.16 ± 0.19 радиусов Земли, т.е. это типичный «нептун». Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с эксцентриситетом 0.041 ^+0.095/_-0.034 и большой полуосью 1.22 ^+0.09/_-0.11 а.е., и делает один оборот за 704.1984 ± 0.0016 земных суток. Интересно, что по 3-му закону Кеплера величина большой полуоси планеты (при данном орбитальном периоде и массе звезды) должна быть еще больше, нежели приведено в статье – 1.435 а.е. (возможно, в расчеты авторов открытия вкралась арифметическая ошибка). В обоих случаях температурный режим планеты Kepler-421 b соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов (или его внутренней части, или середине), а ее эффективная температура составляет 170-185К.

При массе 10-20 масс Земли, ожидаемой для планеты Kepler-421 b, амплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых ею на родительскую звезду, составит 1.40 ^+0.20/_-0.14 м/сек. Эта величина лежит буквально на пределе возможностей лучших современных спектрографов. Возможно, измерить (или хотя бы оценить сверху) массу планеты Kepler-421 b попробует Северный HARPS.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1407.4807.pdf

 

 

15 июля 2014
Qatar-2 b: горячий и синий, на регулярной орбите

Группа европейских астрономов под руководством Л. Манчини (L. Mancini) провела интенсивные наблюдения транзитного горячего юпитера Qatar-2 b. Астрономы уточнили физические свойства этой планеты и ее родительской звезды, измерили наклонение плоскости орбиты планеты к звездному экватору и провели измерения глубины транзита в зависимости от длины волны.

Планета Qatar-2 b была открыта в 2011 году в рамках проекта Алсубаи, он же Экзопланетный обзор Катара (Qatar Exoplanet Survey). Это относительно массивный (~2.5 масс Юпитера) гигант, вращающийся по круговой орбите вокруг позднего K-карлика, орбитальный период планеты составляет 1.337 земных суток.

Манчини с коллегами провели наблюдения транзитов Qatar-2 b сразу на нескольких телескопах с апертурой от 25 см до 2.2 м. Одновременные наблюдения одного и того же транзита с разных точек земной поверхности позволили избежать погрешностей, связанных с возможными изменениями условий видимости (например, с появлением и исчезновением легких полупрозрачных облаков). Эта наблюдательная стратегия, в свою очередь, позволила надежно зафиксировать на кривой блеска эффекты, вызванные транзитами планеты по звездным пятнам. Как оказалось, поверхность звезды Qatar-2 покрыта крупными пятнами размером 3-6° (считая диаметр звездного диска равным 180°), их температура примерно на 450К ниже температуры фотосферы. Пронаблюдав последовательные прохождения планеты по одному и тому же пятну, исследователи определили наклон орбиты планеты к оси вращения звезды – он оказался равен 4.3 ± 4.5°. Это значит, что плоскость орбиты Qatar-2 b мало наклонена к экватору родительской звезды.

Измерения зависимости глубины транзита от длины волны показали, что видимый радиус планеты растет в сторону более коротких длин волн. По всей видимости, это вызвано рэлеевским рассеянием в чистой безоблачной водородно-гелиевой атмосфере Qatar-2 b.

Зависимость радиуса планеты Qatar-2 b (в долях радиуса звезды) от длины волны, на которой наблюдается транзит. Заметно явное увеличение радиуса планеты в синей области спектра, вызванное рэлеевским рассеянием света в протяженной безоблачной атмосфере.

Также Манчини с коллегами пересмотрели радиус звезды, что автоматически привело и к пересмотру радиуса планеты – он увеличился с 1.144 ± 0.035 радиусов Юпитера до 1.254 ± 0.013 радиусов Юпитера. При почти не изменившейся массе это привело к падению средней плотности планеты на ~30% (с 1.66 ± 0.13 г/куб.см до 1.183 ± 0.022 г/куб.см). Новое значение средней плотности соответствует газовой планете без заметного ядра.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.6714v2.pdf

 

 

14 июля 2014
OGLE-2013-BLG-0341 b: холодная маломассивная планета в двойной системе

Метод гравитационного микролинзирования прекрасно дополняет другие методы поиска внесолнечных планет, такие, как метод измерения лучевых скоростей родительских звезд, транзитный метод и непосредственное получение изображений экзопланет в ИК-диапазоне. Если транзитный метод (и отчасти метод лучевых скоростей) наиболее чувствителен к планетам на тесных орбитах, а прямые изображения можно получить только для горячих массивных планет, расположенных далеко (десятки астрономических единиц) от своих звезд, то метод гравитационного микролинзирования наиболее удобен для поиска планет, удаленных от своей звезды на расстояние порядка радиуса Эйнштейна:

где

– относительный параллакс линзы и источника, M – масса линзы, а D_L и D_S – расстояние до линзы и звезды-источника, соответственно.

Для типичных параметров наблюдаемых событий микролинзирования это угловое расстояние соответствует линейному удалению планеты от звезды-линзы (в проекции на небесную сферу) на

Иначе говоря, микролинзирование эффективно обнаруживает планеты (в том числе и небольшой массы) на расстоянии в несколько астрономических единиц от своей звезды – т.е. в области, где все остальные методы поиска начинают буксовать.

4 июля 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная открытию небольшой планеты у далекого красного карлика OGLE-2013-BLG-0341. Большинство планет, обнаруженных методом микролинзирования, найдены у красных карликов – и это совершенно естественно, поскольку именно красные карлики составляют подавляющее большинство звезд. Однако планета OGLE-2013-BLG-0341 b интересна тем, что она была обнаружена у красного карлика, входящего в состав двойной звездной системы. Больше половины звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, однако планеты открываются в основном у одиночных звезд (хотя и тут есть исключения).

Событие микролинзирования OGLE-2013-BLG-0341 было обнаружено обзором OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment). Чуть позже к наблюдениям подключились обсерватории обзоров MOA, Wise и µFUN. Совместными усилиями была построена кривая блеска, на которой прорисовались три пика разной высоты. Тщательный анализ полученных данных привел авторов открытия к выводу, что линза, усилившая блеск фоновой звезды, является тройным объектом, т.е. включает в себя две звезды и одну планету.

Как оказалось, полученные данные хорошо описывают две модели, несколько отличающиеся друг от друга. Каждая из этих моделей соответствует системе из двух красных карликов и небольшой планете, вращающейся вокруг одного из них, но конкретные параметры всех трех тел оказываются немного разными.

Согласно первой модели, масса планеты составляет 1.66 ± 0.18 масс Земли. Она расположена на расстоянии 0.702 ± 0.022 а.е. (в проекции на небесную сферу) от красного карлика массой 0.113 ± 0.009 солнечных масс. На расстоянии 10.5 ± 0.3 а.е. от этой пары находится другой красный карлик массой 0.121 ± 0.0094 солнечных масс. Вся система удалена от нас на 911 ± 70 пк.

Согласно второй модели, масса планеты оказывается несколько больше, чем в первом случае – 2.32 ± 0.27 масс Земли. Масса родительского красного карлика тоже получается немного выше – 0.145 ± 0.014 солнечных масс. Второй красный карлик удален от этой пары на 14.0 ± 0.6 а.е., его масса составляет 0.176 ± 0.016 солнечных масс. В этом случае вся система удалена от нас на 1161 ± 93 пк.

В обоих вариантах планета оказывается очень холодной – ее эффективная температура не превышает 60К.

Авторы статьи подчеркивают, что подобные системы должны быть очень широко распространены. Они проанализировали возможность регистрации системы OGLE-2013-BLG-0341 при ее произвольной ориентации относительно линии «фоновая звезда-источник – наблюдатель», учтя малую вероятность прохождения фоновой звезды через каустики планеты и звезды (6 10^-3 и 7 10^-2, соответственно), и относительную яркость фоновой звезды (ярче +18.5 звездной величины), позволяющую получить кривую блеска высокого качества. Как оказалось, такая удачная конфигурация складывается только в 0.04% случаев. А поскольку за 3 года работы обзора OGLE-IV было зафиксировано около тысячи событий микролинзирования на звездах ярче +18.5 звездной величины, среди них должно быть только 0.4 события, подобного OGLE-2013-BLG-0341. То, что одно такое событие все-таки было обнаружено, свидетельствует о широчайшей распространенности планет с массой в несколько масс Земли у звезд Галактики.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1407.1115.pdf

 

 

8 июля 2014
«Закрывается» потенциально обитаемая суперземля Gliese 581 d

Иногда история открытия внесолнечных планет даже у ближайших звезд оказывается запутанней любого детектива. Планеты, существование которых кажется уже надежно установленным, вдруг оказываются миражом, артефактом обработки данных или результатом неучтенного влияния собственной активности звезды. К сожалению, это неизбежное следствие того, что подавляющее большинство планет пока обнаруживается косвенными методами, например, транзитным или методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Каждый из этих методов, будучи результативным и мощным, тем не менее, может ввести исследователей в заблуждение и привести к ложным открытиям при неучете астрофизических явлений, способных, так или иначе, имитировать планетный сигнал.

Очень поучительной в этом смысле является история открытия и закрытия планет в системе близкого красного карлика Gliese 581. Первая планета (нептун Gliese 581 b с орбитальным периодом 5.3686 земных суток) была открыта рядом с этой звездой в 2005 году, вторая (суперземля Gliese 581 c с орбитальным периодом 12.917 земных суток) – в 2007 году, и только их параметры практически не менялись при дальнейших исследованиях. В том же 2007 году было объявлено об открытии суперземли Gliese 581 d, чей период сначала определили равным 82 земным суткам, а потом – 66.6 суткам. В 2009 году обнаружили самую внутреннюю планету системы – планету земного типа Gliese 581 e, а в 2010 – еще две планеты – Gliese 581 g прямо в середине обитаемой зоны, и самую внешнюю планету Gliese 581 f. Все открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Ну а потом начались закрытия. Почти сразу после объявления Калифорнийской группой об открытии планет g и f их коллеги и ближайшие конкуренты из Женевской группы заявили, что не видят эти планеты в своих данных. В течение двух лет статус обеих планет был неопределенным, обе научные группы спорили друг с другом о достоверности своих результатов и копили наблюдательные данные. В сентябре 2011 года Женевская группа поставила точку в истории планет g и f: получив к уже имеющимся 119 замерам лучевой скорости звезды дополнительно 121 новых замеров, европейские астрономы показали, что этих планет не существует. Однако в наличии остальных четырех планет тогда никто не сомневался – колебания лучевой скорости звезды, вызванные их влиянием, четко просматривались в данных.

Но на этом история не закончилась. 7 июля 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрономов из Пенсильванского университета, посвященная детальному изучению различных видов звездной активности Gliese 581. Авторы статьи использовали высококачественные спектры этой звезды, полученные спектрографом HARPS. Им удалось довольно точно установить период вращения Gliese 581 вокруг своей оси – он оказался равным 130 ± 2 земным суткам. С этим же периодом менялась интенсивность эмиссии в линии атомарного водорода H_альфа и ряд других признаков звездной активности.

Предположив, что собственная активность красного карлика может влиять и на его наблюдаемую лучевую скорость, авторы исследования вычли из данных о лучевой скорости колебания, вызванные вращением звезды. После проведенной коррекции сигналы трех планет b, c и e стали еще четче, но RV-сигнал планеты d резко ослаб до уровня 1.5 сигма! Отсюда был сделан вывод, что планеты Gliese 581 d не существует, а колебания лучевой скорости звезды Gliese 581 с периодом 66.6 суток являются гармоникой ее периода вращения.

Таким образом, на данный момент в системе Gliese 581 d осталось всеготри планеты, и все они находятся ближе внутреннего края обитаемой зоны.

Самой внутренней остается планета Gliese 581 e с минимальной массой 1.7 ± 0.2 масс Земли. Ее орбитальный период – 3.1490 ± 0.0002 земных суток, расстояние до звезды – 0.02815 ± 0.00006 а.е. Планета оказывается несколько горячее Меркурия.

Вторым идет нептун Gliese 581 b с минимальной массой 15.8 ± 0.3 земных масс и периодом 5.3686 ± 0.0001 суток, он удален от своей звезды на 0.04061 ± 0.00003 а.е. Температурный режим этой планеты соответствует температурному режиму Меркурия.

Наконец, третьей оказывается суперземля Gliese 581 c массой 5.5 ± 0.3 масс Земли и орбитальным периодом 12.914 ± 0.002 земных суток. Планета удалена от своей звезды на 0.0721 ± 0.0003 а.е., ее температурный режим напоминает температурный режим Венеры.

Эксцентриситеты орбит всех трех планет очень близки к нулю.

Можно ли сказать, что уж эти-то планеты точно существуют? По всей видимости, да, хотя окончательную точку в этой истории должен поставить астрометрический телескоп Гайя.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1407.1049.pdf

 

 

4 июля 2014
Двойная XO-2: три планеты у звезд-близнецов

Хотя планетами в двойной звездной системе уже никого не удивишь, системы, в которых планеты обнаруживаются у обоих компонентов пары, еще только начинают открываться. Первой такой системой стала двойная Kepler-132 (KOI-284), в которой три транзитные планеты вращаются вокруг двух солнцеподобных звезд, разделенных расстоянием ~450 а.е. (но неясно, в каком сочетании, т.е. пока неизвестно, какая планета вращается вокруг какой звезды). Еще одним интересным примером стала система XO-2. Эта система включает в себя две звезды спектрального класса G9 V (по другим данным – K0 V), разделенные угловым расстоянием ~30 секунд, что соответствует линейному расстоянию ~4 тыс. а.е. (в проекции на небесную сферу). В 2007 году у северного компонента пары XO-2N был обнаружен транзитный горячий гигант массой 0.62 масс Юпитера на 2.6-суточной орбите.

Южный компонент пары XO-2S с апреля 2013 по май 2014 года активно наблюдался на 3.58-метровом Национальном телескопе Галилео в Ла Пальма, где установлен высокоточный спектрограф Северный HARPS. Всего было получено 63 замера лучевой скорости этой звезды с точностью 1.5-8 м/сек (точность отдельных замеров сильно зависела от условий наблюдений).

2 июля 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы итальянских астрономов под руководством Сильвано Десидеры (Silvano Desidera), посвященная открытию у звезды XO-2S двух планет-гигантов.

Звезда XO-2S довольно необычна. При солидном возрасте 7.1 ± 2.9 млрд. лет она отличается очень высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раза больше, чем в составе Солнца. Масса звезды оценивается в 0.982 ± 0.054 солнечных масс, радиус – в 1.02 ± 0.09 солнечных радиусов. При этом температура фотосферы звезды оказывается гораздо ниже солнечной и составляет всего 5399 ± 55К.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты XO-2S b равна 0.259 ± 0.014 масс Юпитера. Этот очень теплый сатурн вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1344 ± 0.0025 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.035, и делает один оборот за 18.157 ± 0.034 земных суток.

Внешняя планета XO-2S c гораздо массивнее внутренней – ее минимальная масса достигает 1.37 ± 0.05 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.476 ± 0.009 а.е. и завершает оборот за 120.8 земных суток. Эксцентриситет орбиты внешней планеты также довольно умеренный – 0.153 ± 0.01. Температурный режим XO-2S c является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы провели анализ динамической стабильности системы XO-2S и нашли, что эта планетная система устойчива с большим запасом.

Помимо колебаний, вызванных гравитационным влиянием обеих планет, лучевая скорость звезды XO-2S демонстрирует дополнительный дрейф, вызванный влиянием еще одного тела на внешней орбите. Этим телом не может быть звезда XO-2N – она слишком далеко, и ее ожидаемое влияние на лучевую скорость XO-2S на несколько порядков слабее наблюдаемого. Скорее всего, в системе XO-2S есть еще одна или несколько планет. Их параметры помогут определить будущие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1407.0251v1.pdf

 

 

2 июля 2014
Измерен наклон орбиты горячей суперземли 55 Cancri e к экватору звезды

Измерение средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты по ее диску позволяет определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды. Этот эффект, называемый эффектом Мак-Лафлина, объясняется просто. Звезда вращается вокруг своей оси, и какие-то области ее видимого диска движутся к наблюдателю, а какие-то – от него. Вступая на звездный диск, планета перехватывает часть излучения движущегося вещества, и средняя лучевая скорость звезды изменяется. По мере того, как планета во время транзита закрывает различные области родительской звезды, характерным образом меняется и средняя лучевая скорость. Анализ кривой зависимости лучевой скорости звезды от времени позволяет определить проекцию на небесную сферу угла между осью орбиты планеты и осью вращения звезды.

В Солнечной системе наклонения орбит планет к оси вращения Солнца невелико (так, для Земли эта величина близка к 7°). Однако измерение эффекта Мак-Лафлина в других системах позволило обнаружить планеты на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Из ~80 транзитных планет (в большинстве своем – горячих юпитеров), для которых был измерен эффект Мак-Лафлина, примерно у трети плоскости орбит оказались резко наклоненными к звездному экватору.

27 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья двух французских астрономов Vincent Bourrier и Guillaume Hebrard, посвященная измерению наклона к звездному экватору транзитной горячей суперземли 55 Cancri e.

55 Cancri e – единственная на данный момент транзитная экзопланета, вращающаяся вокруг звезды, видимой невооруженным глазом. Ее родительская звезда – желтый карлик спектрального класса G8 V – удалена от нас всего на 12.3 пк, ее видимая звездная величина +5.95. Сейчас в этой системе известно пять планет (наверняка их больше).

55 Cancri e является самой внутренней планетой системы. Она удалена от своей звезды всего на 0.0156 а.е. и делает один оборот за 0.73654 земных суток. По данным космического ИК-телескопа им. Спитцера ее дневное полушарие раскалено до 2360 ± 300 K. Масса планеты 55 Cancri e оценивается в 7.99 ± 0.25 земных масс, радиус – в 1.99 ± 0.08 земных радиусов. Таким образом, средняя плотность этой горячей суперземли оказывается близкой к средней плотности нашей планеты, что говорит о ее преимущественно железокаменном составе.

Bourrier и Hebrard пронаблюдали 8 транзитов планеты 55 Cancri e с помощью спектрографа Северный HARPS, установленного на 3.58-метровом Национальном телескопе Галилео (Ла Пальма). Благодаря исключительному качеству спектров, получаемых этим инструментом, и яркости родительской звезды, им удалось зафиксировать эффект Мак-Лафлина, амплитуда которого составила всего 0.6 м/сек.

Как оказалось, проекция на небесную сферу угла наклона орбиты 55 Cancri e к оси вращения звезды достигает 72.4 ^+12.7/_-11.5°. Иначе говоря, эта планета находится хоть и на проградной, но резко наклоненной к экватору звезды орбите.

Движение планеты 55 Cancri e по диску родительской звезды во время транзита. Звезда и планета показаны в одном масштабе. Зеленым цветом показана орбита планеты. Синим цветом показана часть диска звезды, приближающаяся к нам в своем вращательном движении, красным - удаляющаяся. Судя по спектру звезды, ее ось вращения почти перпендикулярна лучу зрения, т.е. мы видим звезду 55 Cancri примерно со стороны экватора.

Есть основания предполагать, что орбиты планет в системе 55 Cancri мало наклонены друг к другу, а это значит, что все они сильно наклонены к звездному экватору. Это не уникальный случай – аналогичная ситуация наблюдается в системе Kepler-56. Авторы статьи полагают, что такой наклон может быть вызван гравитационным влиянием звездного компаньона 55 Cancri B – красного карлика, удаленного от главной звезды на 1065 а.е. (в проекции на небесную сферу).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.6813v1.pdf

 

 

1 июля 2014
WASP-117 b: эксцентричный горячий сатурн на 10-дневной орбите

27 июня 2014 года самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP объявил об открытии новой планеты. Ею оказался рыхлый горячий сатурн на эксцентричной орбите. Орбитальный период новой планеты составил 10.02 земных суток – это самый длинный орбитальный период среди всех планет, открытых SuperWASP.

В настоящее время считается, что планеты-гиганты образуются за снеговой линией, там, где из-за конденсации водяного пара в ледяные пылинки в протопланетном диске резко возрастает плотность пыли. Однако наблюдения горячих юпитеров показывают, что часть планет-гигантов каким-то образом оказывается очень близко к своей звезде.
Существуют две гипотезы, объясняющие происхождение горячих юпитеров. Согласно первой, планета-гигант по спирали мигрирует внутрь системы благодаря гравитационному взаимодействию с протопланетным диском. Согласно второй, планета-гигант благодаря планет-планетному рассеянию (гравитационному взаимодействию с другой планетой-гигантом) сначала оказывается на высокоэксцентричной орбите, резко наклоненной к экватору звезды, а потом эта орбита постепенно скругляется приливными силами. Обнаружение горячих юпитеров на резко наклонных, полярных и даже ретроградных орбитах свидетельствует скорее в пользу второй гипотезы, хотя, возможно, горячие юпитеры образуются по обоим сценариям.

Интересным свидетельством в пользу второй гипотезы явилось и открытие планеты WASP-117 b.

Звезда WASP-117 наблюдалась южной группой телескопов обзора в 2010 и 2011 годах. После обнаружения транзитного кандидата его планетная природа была подтверждена методом измерения лучевых скоростей на спектрографах CORALIE и HARPS. Кроме измерения массы планеты астрономы измерили наклонение ее орбиты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Итак, WASP-117 – звезда главной последовательности немного ярче и горячее Солнца (ее спектральный класс F9 V). Масса звезды оценивается в 1.13 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.17 ^+0.07/_-0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.64 раза превышает солнечную. Расстояние до WASP-117 не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+10.15), его можно оценить в 157 пк.

Масса транзитной планеты WASP-117 b составляет 0.2755 ± 0.009 масс Юпитера, т.е. она немного легче Сатурна. При этом ее радиус достигает 1.02 ^+0.08/_-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.26 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0946 ± 0.0008 а.е. (~17.4 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.30 ± 0.02, и делает один оборот за 10.02 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 1024 ± 30К.

Наблюдение эффекта Мак-Лафлина позволило измерить наклонение орбиты WASP-117 b к экватору звезды. Это наклонение оказалось равным 69.5 ^+3.6/_-3.1°! Достаточно высокий эксцентриситет и резкий наклон орбиты планеты к экватору звезды говорят о бурной динамической истории WASP -117 b.

Авторы открытия отмечают, что благодаря яркости родительской звезды и протяженной атмосфере горячий сатурн WASP-117 b является прекрасной целью для будущих спектральных наблюдений методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.6942v1.pdf

 

 

Архив новостей:

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