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

2 декабря 2015
Система Kepler-454: транзитный мини-нептун и нетранзитный гигант в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера за 4 года основной миссии обнаружил более 4 тысяч транзитных кандидатов в планеты, большинство из которых имеют радиусы от 1 до 2.7 радиусов Земли. Однако планет таких размеров в Солнечной системе нет, так что их состав и строение остаются загадкой. За прошедшие годы было проведено измерение массы и средней плотности целого ряда экзопланет, попадающих в диапазон радиусов 1-2.7 радиусов Земли. Как правило, планеты с радиусами 1-1.6 радиусов Земли являются планетами земного типа, т.е. имеют железокаменный состав, однако средняя плотность планет с радиусами, превышающими 1.6 радиусов Земли, начинает падать с ростом их размеров, что говорит о вхождении в их состав значительной доли летучих (как льдов, так и водорода и гелия). Поэтому изучение планет с размерами, промежуточными между размерами планет земного типа и нептунов, представляет особый интерес.

29 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная многопланетной системе Kepler-454. Эта система включает в себя транзитную планету с радиусом 2.37 ± 0.13 радиусов Земли (т.е. мини-нептун) и орбитальным периодом ~10.6 земных суток, не транзитный гигант с периодом около 524 земных суток, и третье небесное тело (скорее всего, коричневый карлик) на еще более широкой орбите.

Итак, Kepler-454 (KOI-273, KIC 3102384) – сравнительно яркая (+11.57m) солнцеподобная звезда главной последовательности с массой 1.03 ± 0.04 солнечных масс и радиусом 1.066 ± 0.012 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца, и средним возрастом, составляющим 5.25 ± 1.4 млрд. лет. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 233 пк.

Kepler-454 наблюдалась все 17 наблюдательных кварталов, причем на протяжении 30 месяцев фотометрия снималась в «короткой» моде. За это время произошло 76 транзитных событий с периодом ~10.6 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.37 ± 0.13 радиусов Земли. Сравнительная яркость родительской звезды позволила измерить массу планеты методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и HIRES. Эта масса оказалась равной 6.84 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности планеты 2.76 ± 0.73 г/куб.см. Kepler-454 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0954 ± 0.0012 а.е. (~18 звездных радиусов).

Кроме колебаний, вызванных влиянием мини-нептуна Kepler-454 b, лучевая скорость звезды испытывает долгопериодические колебания большей амплитуды, вызванные не транзитной планетой-гигантом. Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Kepler-454 c оценивается в 4.46 ± 0.12 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.286 ± 0.017 а.е. и эксцентриситетом 0.021 ± 0.008, и делает один оборот за 523.9 ± 0.7 земных суток. Температурный режим Kepler-454 c является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса, так что если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Помимо колебаний, обусловленных гравитационным влиянием обеих планет, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 15.7 ± 0.6 м/сек за год, что говорит о наличии в этой системе еще одного небесного тела на более широкой орбите. Орбитальный период этого тела превышает 10 лет, его минимальная масса больше 12 масс Юпитера, что говорит о том, что перед нами не планета, а коричневый карлик или маломассивная звезда. Параметры этого тела сможет определить астрометрическая обсерватория «Гайя».


Планета Kepler-454 b (обозначена как K454) на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Цветными сплошными линиями показаны теоретические зависимости радиуса от массы для (сверху вниз) чисто водных планет; планет, на 75% состоящих из водяного льда и на 25% – из силикатов; планет, поровну состоящих из льда и силикатов; чисто силикатных планет; планет, поровну состоящих из силикатов и железа; чисто железных.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.09097.pdf

 

 

26 ноября 2015
Итоги первого года расширенной миссии «Кеплера» K2
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя в мае 2013 года второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера больше не мог поддерживать свою ориентацию в пространстве с требуемой точностью. Наблюдения Поля Кеплера, которые телескоп почти непрерывно вел в течение четырех лет, пришлось прекратить. Однако в остальном космический аппарат оставался полностью работоспособным. В 2014 году инженеры миссии придумали, как использовать «Кеплер», имея в своем распоряжении только два исправных маховика. Теперь телескоп в течение 80-83 суток наблюдает определенную область неба вблизи эклиптики (этот период называется наблюдательной кампанией), а потом переходит к следующей области. Пока космический аппарат ориентирован параллельно солнечным лучам, дрейф его поля зрения минимален, а тот, что есть, можно устранить математической обработкой данных. В результате точность фотометрии при наблюдениях сравнительно ярких звезд упала не сильно (примерно в полтора раза), и «Кеплер» остался мощнейшим современным инструментом по поиску экзопланет транзитным методом.

Нулевая наблюдательная кампания началась 8 марта и закончилась 27 мая 2014 года, продлившись 80 земных суток. Она была больше тестовой, чем научной, к тому же фотометрия многих слабых звезд оказалась загрязнена светом Юпитера, который как раз в это время проходил по наблюдаемой площадке. Кроме того, нулевая наблюдательная площадка лежала в плоскости Млечного пути, что привело к высокой плотности слабых звезд и (из-за обилия далеких затменно-переменных двойных) к высокой доле ложных открытий. Расположение наблюдательных площадок и расписание наблюдательных кампаний можно посмотреть здесь:
http://keplerscience.arc.nasa.gov/k2-fields.html

Первая наблюдательная кампания продлилась с 30 мая по 21 августа 2014 года, вторая – с 23 августа по 13 ноября 2014 года, третья – с 14 ноября 2014 года по 3 февраля 2015 года. Через 3-4 месяца после окончания каждой кампании полученные фотометрические данные выкладывались в открытый доступ. В настоящее время «Кеплер» ведет наблюдения седьмой наблюдательной площадки, которые продлятся до 26 декабря 2015 года.

24 ноября в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, в которой подводились итоги первых четырех наблюдательных кампаний (с нулевой по третью). За указанный период «Кеплер» получил фотометрию 59 174 звезд. Проведя тщательный анализ, авторы статьи обнаружили 234 транзитных кандидата у 208 звезд. Отбирались кандидаты с глубиной транзита не более 5% и орбитальным периодом не более 40 суток. Полученные результаты авторы сравнили с данными основной миссии Кеплера.

Как и ожидалось, распределения транзитных кандидатов по радиусам и орбитальным периодам в миссии K2 примерно повторяют аналогичные распределения, полученные во время основной миссии. Количество транзитных кандидатов резко возрастает с уменьшением их размеров, однако в рамках K2 было обнаружено несколько больше крупных планет (относительно их общего количества) из-за уменьшения точности фотометрических замеров. Распределения кандидатов по орбитальным периодам также очень близки за исключением самых короткопериодических планет (P < 2.5 земных суток). В отличие от основной миссии, в рамках K2 было обнаружено много короткопериодических кандидатов. Возможно, это вызвано несовершенством автоматического алгоритма обработки кривых блеска звезд во время основной миссии – как показали авторы статьи, этот алгоритм становится менее эффективным для транзитных кандидатов с орбитальными периодами короче 2 суток.

Гистограммы распределения транзитных кандидатов «Кеплера», обнаруженных за первые 4 месяца наблюдений в рамках основной миссии (показаны штриховкой), и в рамках миссии K2 (показаны желтым цветом).
Верхняя гистограмма показывает распределение транзитных кандидатов по радиусам, средняя – по орбитальным периодам. Нижняя гистограмма показывает распределение целевых звезд по видимым звездным величинам.

26 кандидатов с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли вращаются вокруг звезд ярче +12 звездной величины, их массы можно будет измерить методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. 10 кандидатов с радиусами от 1.6 до 4 радиусов Земли (т.е., скорее всего, окруженных протяженной атмосферой) и глубиной транзита больше 0.1% вращаются вокруг звезд ярче +10 звездной величины в спектральной полосе K. Эти кандидаты станут отличной целью для будущих исследований свойств атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Многие транзитные кандидаты, представленные авторами статьи, уже были найдены независимыми научными группами, что подтверждает надежность полученных данных.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.07820.pdf

 

 

24 ноября 2015
Два массивных транзитных гиганта у древних G-звезд
прямая ссылка на эту новость

Транзитные горячие юпитеры можно обнаруживать самыми скромными средствами, поэтому в настоящее время во всем мире работает сразу несколько наземных транзитных обзоров, поставивших открытие подобных планет на поток. Одним из таких обзоров является т.н. «Южный HAT» (HATSouth). Являясь аналогом другого известного транзитного обзора (HATNet), но в южной полушарии, HATSouth основан на работе трех комплексов 18-сантиметровых автоматических телескопов, расположенных в Чили, в Намибии и в Австралии. Места установки телескопов разделены по долготе примерно на 120°, что очень удобно для почти непрерывных фотометрических наблюдений: когда над одной обсерваторией восходит солнце, эстафету подхватывает следующая обсерватория.

20 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию обзором HATSouth еще двух планет HATS-15 b и HATS-16 b. Как и подавляющее большинство других экзопланет, открытых наземными транзитными обзорами, обе новые планеты являются горячими юпитерами.

HATS-15 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 689 ± 23 пк. Ее масса оценивается в 0.87 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.92 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 62.5 ± 5.7% светимости Солнца. Звезда отличается более чем солидным возрастом – ей 11.0 +1.4/-2.0 млрд. лет!

Масса планеты HATS-15 b составляет 2.17 ± 0.15 масс Юпитера, что при радиусе 1.105 ± 0.04 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.97 ± 0.24 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0271 ± 0.0002 а.е. (~6.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.74749 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1505 ± 30К.

HATS-16 – еще одна древняя солнцеподобная звезда, ее спектральный класс G3 V, возраст достигает 9.5 ± 1.8 млрд. лет. Масса HATS-16 составляет 0.97 ± 0.035 солнечных масс, радиус – 1.24 +0.10/-0.13 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза превышает солнечную. Система удалена от нас на 774 ± 74 пк.

HATS-16 b – еще более массивный горячий юпитер, его масса достигает 3.27 ± 0.19 масс Юпитера, что при радиусе 1.30 ± 0.15 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.86 +0.94/-0.48 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.03744 ± 0.00045 а.е. (~6.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.6865 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами в 1592 ± 82К.


Транзитные экзопланеты с массами от 0.4 до 10 масс Юпитера на плоскости «орбитальный период – масса». Планеты показаны кружками, радиусы которых пропорциональны радиусам планет, цветом показана эффективная температура.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.06305.pdf

 

 

23 ноября 2015
Новый транзитный горячий гигант WASP-135 b
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор SuperWASP продолжает методично прочесывать небо в поисках новых горячих юпитеров. 19 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию очередной планеты этого типа. На данный момент обзор SuperWASP является самым эффективным наземным обзором – количество обнаруженных им планет превысило сотню.

WASP-135 – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V. Ее масса оценивается в 0.98 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.96 ± 0.05 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Оценки возраста этой звезды, полученные различными методами, находятся в сильном рассогласовании друг с другом – если по содержанию лития в атмосфере и по скорости вращения эта звезда молодая (~0.6 и ~0.82 млрд. лет соответственно), то возраст, оцененный по ее физическим свойствам путем сравнения с изохронами различных моделей звездной эволюции, существенно больше – ~3.1 и ~6 млрд. лет. Чем вызвано такое рассогласование, еще предстоит разобраться.
Система удалена от нас на 300 ± 45 пк.

Звезда WASP-135 наблюдалась автоматическими телескопами обзора с 5 мая 2004 года по 24 августа 2010 года. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса.

Горячий гигант WASP-135 b оказался довольно массивным – его масса составляет 1.90 ± 0.08 масс Юпитера, что при радиусе 1.30 ± 0.09 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.16 ± 0.23 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0243 ± 0.0005 а.е. (~5.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 1.40138 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.05954.pdf

 

 

21 ноября 2015
EPIC 203771098 b и c: два транзитных субсатурна от миссии K2
прямая ссылка на эту новость

Наблюдения космического телескопа им Кеплера показали, что количество планет быстро растет с уменьшением их размеров. Так, только 4.5% GK-звезд имеет планеты с радиусами от 4 до 16 радиусов Земли, и уже 51% – с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли. Внутри выборки больших планет эта тенденция также прослеживается: субсатурнов (планет с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли) примерно в два раза больше, чем планет-гигантов (с радиусами 8-16 радиусов Земли): 2.9% против 1.6% в расчете на одну GK-звезду. Все приведенные цифры справедливы для планет с орбитальными периодами от 5 до 100 земных суток.

Однако большинство уже открытых экзопланет-гигантов – «юпитеры», а не субсатурны. Это объясняется сильным эффектом наблюдательной селекции: большинство таких планет открыто наземными транзитными обзорами, оптимизированными под поиск горячих юпитеров. Методом измерения лучевых скоростей также проще обнаруживать более массивные «юпитеры», нежели гораздо более легкие субсатурны. Поэтому планет с массами и радиусами, промежуточными между массами и радиусами Нептуна и Сатурна, известно сравнительно немного.

17 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Эрика Петигуры (Erik A. Petigura) с коллегами, посвященная открытию двух транзитных субсатурнов у звезды EPIC 203771098. Планеты были открыты в рамках расширенной миссии «Кеплера» K2, их планетная природа была подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HIRES.

Итак, EPIC 203771098 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V. Ее масса оценивается в 1.12 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.21 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость на 44 ± 33% превышает солнечную. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза больше, чем в составе нашего дневного светила! Возраст звезды достаточно неуверенно оценивается в 3.2-6.9 млрд. лет.

EPIC 203771098 наблюдалась космическим телескопом им Кеплера в рамках 2-й наблюдательной кампании миссии K2 с 23 августа по 13 ноября 2014 года. Кривая блеска звезды демонстрировала два четких транзитных сигнала с периодами 20.885 и 42.363 земных суток (что близко к резонансу 2:1) и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 5.68 ± 0.56 и 7.82 ± 0.72 радиусов Земли, т.е. промежуточными между радиусами Нептуна и Сатурна.

Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы исследователи воспользовались высокоточным спектрографом HIRES, установленным на 10-метровом телескопе Кек I. Было получено 32 замера лучевой скорости родительской звезды, точность единичного замера составила 1.5-2 м/сек. В результате удалось измерить массу обеих планет, хоть и не очень точно.

Масса внутренней планеты оказалась равной 21.0 ± 5.4 масс Земли, а внешней – 27.0 ± 6.9 масс Земли. Это приводит к средней плотности 0.70 ± 0.26 г/куб.см для внутренней планеты и 0.31 ± 0.12 г/куб.см для внешней. Сравнительно низкая средняя плотность говорит о том, что водорода и гелия в составе обеих планет оказывается существенно больше, чем в составе малых гигантов Солнечной системы Урана и Нептуна. С другой стороны, планеты системы EPIC 203771098 нельзя считать и газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна, ибо масса водородно-гелиевой оболочки оказывается у них меньше массы ядра. Эти планеты занимают промежуточное положение между нептунами и газовыми гигантами не только по массе и размерам, но и по химическому составу.

Эффективные температуры обеих планет оказываются довольно умеренными – 767 ± 177К и 606 ± 139К.


Планеты системы EPIC 203771098 на плоскости «радиус – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет. Цветом показаны эффективные температуры планет.

Помимо колебаний лучевой скорости, наведенных влиянием планет, Петигура с коллегами обнаружили дополнительный дрейф лучевой скорости звезды величиной -23.9 ± 9.7 м/сек за год, говорящий о наличии в этой системе еще одной или нескольких планет на более широких орбитах.

Авторы открытия отмечают, что сравнительная яркость EPIC 203771098 (ее видимая звездная величина +11.28) и высокая шкала высот обеих планет делают эту систему привлекательной целью для будущих исследований атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.04497v1.pdf

 

 

18 ноября 2015
HD 175607 b: легкий нептун у низкометалличной звезды
прямая ссылка на эту новость

Уже вскоре после открытия первых экзопланет стало ясно, что распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью родительской звезды. Чем больше тяжелых элементов содержит родительская звезда, тем выше вероятность того, что рядом с нею будет обнаружена планета-гигант. Однако на маломассивные планеты (с mp < 0.1 масс Юпитера) эта зависимость не распространяется – нептуны, суперземли и планеты земного типа одинаково часто встречаются у звезд разной металличности.

Чтобы уточнить распределение планет у звезд, бедных тяжелыми элементами, в 2003 году на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрометра HARPS начали регулярные наблюдения 109 сравнительно близких хромосферно тихих FGK-звезд с низкой металличностью (-2 < [Fe/H] < -0.4). В 2013 году в рамках этого обзора были открыты две планеты у звезды HD 41248, однако впоследствии этот результат не подтвердился (колебания лучевой скорости звезды оказались проявлениями ее собственной активности). Других планет у звезд данной выборки обнаружить не удавалось – ни планет-гигантов, ни объектов меньшей массы.

Наконец, 13 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого нептуна HD 175607 b.

Наблюдения HD 175607 проводились с июля 2004 по октябрь 2013 года, всего было получено 119 замеров лучевой скорости этой звезды. Средняя точность единичного замера составила 0.95 м/сек.

HD 175607 (HIP 93373) – звезда главной последовательности спектрального класса G6 V – удалена от нас на 45.3 ± 2.1 пк. Ее масса оценивается в 0.74 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.71 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 38% солнечной. Звезда отличается низким содержанием тяжелых элементов – их в 4.2 раза меньше, чем в составе Солнца, и солидным возрастом – 10.3 ± 1.6 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 175607 b составляет 9.0 ± 1.1 масс Земли. Этот легкий нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите (эксцентриситет 0.11 ± 0.08) и делает один оборот за 29.01 ± 0.02 земных суток. Величина большой полуоси орбиты планеты в статье не приводится, но по 3-му закону Кеплера его можно оценить в ~0.156 а.е.

Орбитальный период планеты оказывается очень близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси (29.7 ± 0.5 земных суток), так что авторы открытия тщательно исследовали возможность того, что колебания лучевой скорости HD 175607 вызваны ее внутренней активностью. Однако высочайшую когерентность этих колебаний на протяжении почти 10 лет трудно объяснить внутренними причинами – пятна на поверхности звезды появляются и исчезают, так что фаза колебаний лучевых скоростей, вызванных собственной активностью звезды, должна постоянно сбиваться, чего не происходит. Кроме HD 175607 b известно еще несколько планет, для которых орбитальный период очень близок к периоду вращения звезды – например, CoRoT-11 b и XO-3 b.

Также в данных просматриваются менее выраженные колебания с периодом ~1337 суток, соответствующие планете с минимальной массой около 35 масс Земли и эксцентриситетом орбиты 0.42 ± 0.15, но насколько они реальны – покажет будущее. Данные замеров лучевой скорости не слишком хорошо ложатся на модельную кривую. Возможно, здесь мы наблюдаем суперпозицию влияния на родительскую звезду сразу нескольких планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.03941v1.pdf

 

 

13 ноября 2015
GJ 1132 b: транзитный аналог Венеры?
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – самый распространенный тип звезд в нашей Галактике, их примерно в 12 раз больше, чем звезд солнечного типа. К красным карликам относят звезды главной последовательности, чьи масса и радиус меньше 60% солнечных. Планетные системы красных карликов отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд – они более компактны, в них реже встречаются планеты гиганты и чаще – планеты небольших масс (нептуны, суперземли и планеты земного типа). Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера, а также наземными RV-обзорами, говорят о том, что большинство маломассивных звезд имеет свои планетные системы (а может, и вообще все).

Искать планеты у красных карликов с одной стороны, легче, а с другой – труднее, чем у звезд солнечного типа. Основная трудность заключается в низком блеске этих звезд, также многие из них миллиарды лет сохраняют вспышечную активность. С другой стороны, малые размеры звездного диска красных карликов позволяют обнаруживать транзиты планет меньшего размера, а небольшая масса благоприятствует обнаружению маломассивных планет методом измерения лучевых скоростей. Все это делает близкие (а значит, сравнительно яркие) красные карлики очень привлекательной целью экзопланетных исследований.

Поиску планет у красных карликов полностью посвящен наземный транзитный обзор MEarth. Для обзора были отобраны М-звезды с радиусом менее 35% солнечного, удаленные от нас не более чем на 33 пк. MEarth имеет наблюдательные площадки в северном и южном полушарии для охвата всего неба, фотометрия снимается автоматическим комплексом из восьми 40-сантиметровых телескопов. Этим обзором был обнаружен также знаменитый транзитный мини-нептун (или океанида) GJ 1214 b.

Наблюдения звезды GJ 1132 начались 28 января 2014 года. Был обнаружен четкий транзитный сигнал с глубиной 0.26% и периодом ~1.63 земных суток (с достоверностью 9.1 сигма). Проверку планетной природы и измерение массы кандидата провели методом лучевых скоростей на спектрографе HARPS.

Итак, GJ 1132 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 12.04 ± 0.24 пк. Его масса оценивается в 0.18 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.207 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.44% солнечной. Возраст звезды превышает 5 млрд. лет.

Масса планеты GJ 1132 b составляет 1.62 ± 0.55 масс Земли, радиус – всего 1.16 ± 0.11 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 6.0 ± 2.5 г/куб.см. Иначе говоря, перед нами – планета земного типа, лишь немного превышающая Землю по размерам и массе! GJ 1132 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии ~0.015 а.е. (16 ± 1 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.62893 ± 0.00003 земных суток.

Инсоляция на орбите GJ 1132 b в 19 раз превышает инсоляцию на орбите Земли, иначе говоря, планета оказывается горячее Меркурия. Авторы открытия оценивают ее эффективную температуру в 579 ± 15К в случае нулевого альбедо или в 409 ± 11К в случае гораздо более вероятного значения альбедо 0.75 (как у Венеры). Весьма вероятно, что планета окружена плотной углекислотной атмосферой и окутана сернокислотными облаками, что делает ее горячим аналогом Венеры.


Планета GJ 1132 b на плоскости «масса – радиус» (слева) и «расстояние от Солнца – радиус» (справа) на фоне других транзитных экзопланет. Голубой линией показана модельная зависимость массы от радиуса для чисто водной планеты, коричневыми линиями – аналогичная зависимость для каменных планет (из силиката магния) с массовой долей железного ядра в 0, 25 и 50%.

Из-за своей близости и относительной яркости (видимая звездная величина GJ 1132 +13.49, но уже в инфракрасной полосе K – +8.32) система является заманчивой целью для будущих исследований атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.03550.pdf

 

 

10 ноября 2015
EPIC 204129699 b: первый транзитный горячий гигант, открытый миссией K2
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя второго маховика системы ориентации в мае 2013 года космический телескоп им. Кеплера приступил к наблюдениям участков небесной сферы вблизи эклиптики в рамках расширенной миссии K2. Про такие ситуации хорошо говорит русская поговорка – не было бы счастья, да несчастье помогло. Звезды, наблюдаемые «Кеплером» во время расширенной миссии, как правило, гораздо ярче звезд на Поле Кеплера, что облегчает подтверждение и дальнейшее изучение открытых «Кеплером» планетных систем.

30 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов, посвященных открытию в рамках K 2 первого транзитного горячего гиганта EPIC 204129699 b. Интересно, что транзит планеты по диску своей звезды оказывается скользящим, что приводит к большим погрешностям в определении ее радиуса. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов FIES и HARPS.

EPIC 204129699 – довольно яркая (+10.8m) звезда главной последовательности спектрального класса G7 V. Ее масса оценивается в 0.91 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.78 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 42% солнечной. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в ~100 пк.

EPIC 204129699 наблюдалась «Кеплером» в рамках 2 наблюдательной кампании, продлившейся с 23 августа по 13 ноября 2014 года. Кривая блеска звезды демонстрировала четкий транзитный сигнал V-образной формы глубиной 0.6% и периодом 1.26 земных суток. Форма транзита наводила на мысль о затменно-переменной двойной (т.е. о ложном открытии), однако звезда была яркая, хромосферно тихая, и ее решили проверить методом лучевых скоростей. И не зря – измерение массы кандидата показало, что перед нами транзитная планета-гигант, заходящая на диск своей звезды только краешком.

Масса планеты EPIC 204129699 b оказалась равной 1.774 ± 0.08 масс Юпитера. Из-за того, что ее транзит скользящий, радиус планеты оказался определен с большой погрешностью – он составляет 0.71 – 1.41 радиусов Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.022 ± 0.002 а.е. (~6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.25785 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1750К.

Яркость родительской звезды делает эту систему привлекательной целью для будущих исследований свойств атмосферы EPIC 204129699 b методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.09149.pdf

 

 

23 октября 2015
HATS-17 b: транзитный очень теплый гигант с массивным ядром
прямая ссылка на эту новость

Большинство наземных транзитных обзоров волей-неволей оптимизировано под поиск горячих юпитеров. С одной стороны, замывающее влияние неспокойной земной атмосферы препятствует обнаружению небольших транзитных экзопланет. С другой – наблюдательная стратегия большинства наземных обзоров не позволяет открывать им планеты с орбитальными периодами длиннее 10 суток. Все это приводит к тому, что из двух сотен экзопланет, обнаруженных к настоящему времени наземными транзитными обзорами, подавляющее большинство является горячими юпитерами.

Наземный транзитный обзор HATSouth, ведущий поиск планет на южном небе, построил свою наблюдательную стратегию так, чтобы по возможности расширить пространство параметров своих открытий. Каждая наблюдательная площадка мониторится на протяжении 4 месяцев, что позволяет обнаруживать и более долгопериодические планеты-гиганты. Также наблюдение звезд небольших размеров (оранжевых и красных карликов) позволяет находить планеты меньших размеров, чем обычные горячие юпитеры (субсатурны и крупные нептуны). 

21 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Р. Брама (R. Brahm) с коллегами, посвященная открытию транзитной экзопланеты HATS-17 b. Орбитальный период новой планеты составляет 16.25 земных суток – это абсолютный рекорд среди планет, открытых наземными транзитными обзорами. Известны только две планеты с еще большими орбитальными периодами – HD 17156 b (22.6 суток) и HD 80606 b (~111 суток), но они были открыты методом измерения лучевых скоростей, и лишь потом были обнаружены их транзиты по диску родительских звезд.

Итак, HATS-17 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 339 +22/-16 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.09 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно на 24% превышает светимость Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Гигант HATS-17 b обращает на себя внимание своей удивительной компактностью. При массе 1.338 ± 0.065 масс Юпитера его радиус составляет только 0.777 ± 0.056 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 3.50 +0.85/-0.51 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.131 ± 0.001 а.е. (~25.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 16.25461 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 814 ± 25К.


Планета HATS-17 b на плоскости «масса – радиус» и «масса – средняя плотность» на фоне других транзитных экзопланет. Серыми кружками показаны горячие планеты, получающие от своей звезды больше 2·10^8 эрг/кв.см сек, оранжевыми кружками – относительно прохладные планеты, получающие меньше 2·10^8 эрг/кв.см сек.

Сравнение параметров HATS-17 b с моделями планет-гигантов показало, что примерно половина массы этой планеты приходится на ядро из тяжелых элементов, масса которого может достигать 200 масс Земли! Для сравнения, масса ядра Юпитера не превышает 15 масс Земли.

Сравнительная яркость родительской звезды (ее видимая звездная величина +12.39) делает HATS-17 b прекрасной целью для будущих спектроскопических исследований. Из-за своей относительно невысокой температуры планета станет хорошим образцом для изучения свойств атмосфер очень теплых гигантов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.05758.pdf

 

 

22 октября 2015
Горячей земли у звезды альфа Центавра B не существует
прямая ссылка на эту новость

Поиск планет на пределе разрешения аппаратуры всегда сопряжен с риском ошибок и ложных срабатываний. Очень часто неучет какого-либо инструментального эффекта или не вполне корректная обработка данных приводит к возникновению «глюков» («призраков») , т.е. ложных открытий. Один из наиболее известных примеров такого рода – открытие ван де Кампом астрометрическим методом двух планет-гигантов у звезды Барнарда. Этот результат широко обсуждался на протяжении трех десятков лет, но впоследствии не подтвердился.

В октябре 2012 года было объявлено об открытии горячей планеты земного типа у одной из ближайших к Солнцу звезд – оранжевого карлика альфа Центавра B. Чтобы обнаружить эту планету, Женевская группа сделала 459 замеров лучевой скорости родительской звезды на высокоточном спектрографе HARPS с точностью единичного замера около 0.8 м/сек. Поиск осложнялся наличием в данных многочисленных колебаний, вызванных как гравитационным влиянием звездного компаньона альфа Центавра A, так и проявлениями активности самой звезды, ее пятен и фотосферной грануляции.

В конечном итоге авторы открытия заявили, что учли все систематические погрешности. Они нашли, что вокруг звезды альфа Центавра B вращается планета с минимальной массой 1.13 ± 0.09 земных масс и орбитальным периодом 3.2357 ± 0.0008 земных суток. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых планетой на звезду, составила всего 0.51 ± 0.04 м/сек!

Это открытие сразу же вызвало широкий резонанс и привело к бурным спорам. Ближайшие конкуренты Женевской группы – Калифорнийская группа, также мониторившая звезду альфа Центавра B с помощью спектрографа HIRES – не увидели в своих данных RV-сигнала от планеты альфа Центавра B b. Другие научные группы показывали, что слабый сигнал, обнаруженный европейскими астрономами, может быть гармоникой периода вращения звезды или иметь иную природу, связанную с чисто звездной активностью.

Наконец, 20 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья трех британских астрономов, заново проанализировавших ряд из 459 замеров лучевой скорости звезды альфа Центавра B, полученных Женевской группой. Они показали, что 3.26-дневный сигнал появился из-за особенностей обработки данных и не является следствием влияния планеты альфа Центавра B b. Алгоритм европейцев находил этот сигнал даже в сгенерированных данных, лишенных влияния возможной планеты.

Таким образом в этой истории наконец поставлена точка. Горячая земля альфа Центавра B b с орбитальным периодом 3.26 земных суток на самом деле не существует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.05598v1.pdf

 

 

21 октября 2015
Методом лучевых скоростей измерены массы планет в системе WASP-47
прямая ссылка на эту новость

Планетная система WASP-47 последнее время привлекает к себе повышенное внимание ученых. Сейчас в ней известны четыре планеты, при этом три из них являются транзитными, а одна – планета-гигант в обитаемой зоне – не транзитной. Судя по малому наклону орбит внутренних планет друг к другу и к экватору звезды система WASP-47 является невозмущенной и плоской, со спокойной динамической историей.

Массы внутренних планет в этой системе уже были измерены методом тайминга транзитов (т.е. анализом вариаций времени наступления транзитов, вызванных взаимными гравитационными возмущениями орбит планет). Однако для надежности стоило измерить массы планет и каким-либо независимым способом, например, методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

14 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья Фэй Дая (Fei Dai) с коллегами, посвященная измерению масс планет в системе WASP-47. Исследователи получили 27 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа PFS, установленного на 6.5-метровом телескопе Магеллана в Чили. Точность единичного замера составила 2.5-4 м/сек. В результате удалось измерить массы всех трех внутренних планет и сравнить их с массами, оцененными ранее TTV-методом.

Что же оказалось?

Массы планет, измеренные обоими способами, в пределах погрешностей согласуются друг с другом. Это важное наблюдение свидетельствует о надежности обоих применяемых методов и говорит об отсутствии сильных систематических погрешностей в определении масс экзопланет.

В статье некоторые планеты были переименованы.

Самая внутренняя планета системы получила название WASP-47 e. Эта суперземля вращается на расстоянии всего 3.2(!) звездных радиусов и делает один оборот за 19 часов. Ее радиус составляет 1.817 ± 0.065 радиусов Земли. TTV-методом массу этой планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел в 22 массы Земли. Масса, измеренная путем измерения лучевых скоростей родительской звезды, составила 12.2 ± 3.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 11.2 ± 3.6 г/куб.см. Такой средней плотности соответствует железокаменный состав – около 50% массы планеты приходится на железное ядро, 50% – на силикатную мантию.

Второй планетой является горячий юпитер WASP-47 b, представленный еще в апреле 2012 года. Масса планеты, измеренная методом лучевых скоростей, составляет 370 ± 29 масс Земли (1.16 ± 0.09 масс Юпитера), масса, измеренная TTV-методом – 341 +73/-55 масс Земли (1.07 +0.23/-0.17 масс Юпитера). Видно, что оба значения весьма близки друг к другу. При радиусе планеты, равном 1.135 ± 0.039 радиусов Юпитера, это приводит к средней плотности 0.99 ± 0.13 г/куб.см. Гигант делает один оборот вокруг своей звезды за 4.15913 земных суток.

Третья планета – горячий нептун с радиусом 3.60 ± 0.13 радиусов Земли – получил наименование WASP-47 d. Масса планеты, определенная TTV-методом, составляет 15.2 +6.7/-7.6 масс Земли. Метод лучевых скоростей дает еще большую погрешность – 10.4 ± 8.4 масс Земли. Третья планета завершает один оборот за 9.0308 земных суток.

Масса четвертой планеты – не транзитного гиганта с температурным режимом Земли WASP-47 c – в этой работе не измерялась.

Удивительно, что компактная система из трех внутренних планет WASP-47 оказалась состоящей из таких разных небесных тел – железокаменной суперземли WASP-47 e, горячего юпитера WASP-47 b и нептуна WASP-47 d. Это открытие вновь демонстрирует широчайшее разнообразие планетных систем в Галактике.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.03811v1.pdf

 

 

17 октября 2015
KELT-14 b и KELT-15 b: независимое открытие планеты WASP-122 b и еще один горячий гигант
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор KELT продолжает пополнять копилку своих открытий.

1 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Джозефа Родригеса (Joseph E. Rodriguez) с коллегами, посвященная открытию еще двух транзитных экзопланет. Одна из них, KELT-14 b, оказалась независимо открытым транзитным горячим юпитером WASP-122 b, вторая – KELT-15 b – анонсируется впервые.

Проект KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) посвящен поиску транзитных экзопланет у сравнительно ярких звезд (8-11 звездной величины). Он основан на работе двух маленьких (апертура всего 42 мм!) широкоугольных автоматических телескопов, один из которых расположен в обсерватории Винера (Аризона, США) и наблюдает северное небо, а второй – в Южно-Африканской астрономической обсерватории (Сазерланд, ЮАР) и наблюдает небо южного полушария. Каждый телескоп имеет поле зрения 26х26°, разрешение камеры – 23 угловых секунд на пиксель.

Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрометра CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе им. Леонарда Эйлера в Южно-Европейской обсерватории (Ла Силья, Чили) и спектрометра CYCLOPS2 UCLES, установленного на Англо-Австралийском телескопе. Кроме того, каждый кандидат прошел стандартную процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

KELT-15 – звезда спектрального класса G0. Она совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.18 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.48 +0.09/-0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.6 раз превосходит солнечную. Возраст KELT-15 авторы открытия оценили в 4.6 ± 0.5 млрд. лет.

KELT-15 b – типичный горячий гигант. Его масса составляет 0.91 ± 0.22 масс Юпитера, радиус достигает 1.44 +0.11/-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.36 ± 0.11 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0461 ± 0.0007 а.е. (~6.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.32944 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1642 +45/-25 К.

Исследователи отмечают, что обе планеты являются достаточно крупными и горячими, чтобы, наблюдая системы в инфракрасной полосе K, можно было зафиксировать вторичный минимум и измерить его глубину. Это, в свою очередь, поможет определить температуру дневного полушария KELT-14 b и KELT-15 b.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.08953v1.pdf

 

 

14 октября 2015
KELT-4A b: транзитный горячий гигант в иерархической кратной системе
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор KELT является наглядной иллюстрацией того, что искать внесолнечные планеты можно и самыми скромными средствами. Проект основан на наблюдениях с помощью небольшого (апертура всего 42 мм!) автоматического телескопа с очень широким полем зрения (23х23 градуса), расположенного в обсерватории Винера в Аризоне (США). KELT предназначен для поиска транзитных экзопланет у сравнительно ярких звезд. В рамках этого обзора уже открыто несколько транзитных горячих гигантов.

2 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой планеты KELT-4A b. Этот транзитный горячий гигант был обнаружен у главного компонента иерархической тройной звездной системы. Тем самым KELT-4A b стала третьей транзитной планетой, открытой в тройной звездной системе (остальные две – WASP-12 b и HAT-P-8 b).

Родительская звезда KELT-4A (HIP 51260) несколько массивнее и ярче Солнца. Ее масса оценивается в 1.20 ± 0.07 солнечных масс, радиус достигает 1.61 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость составляет 3.46 ± 0.43 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 4.4 ± 0.8 млрд. лет.

На расстоянии 1.5 угловых секунд от главного компонента (в 328 ± 16 а.е. в проекции на небесную сферу) расположена пара почти одинаковых K-карликов массой 0.65 ± 0.1 солнечных масс и с эффективной температурой около 4300К. Звезды пары разделены расстоянием около 10 а.е. Все три звезды обладают близким собственным движением и являются физически связанными. Система удалена от нас на 211 ± 13 пк.

Планета KELT-4A b является типичным «рыхлым» горячим юпитером. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – в 1.706 ± 0.085 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.22 ± 0.03 г/куб.см, обычной для планет этого класса. KELT-4A b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0432 ± 0.0009 а.е. (~5.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом ~0.03, и делает один оборот за 2.98959 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается авторами открытия в 1827 ± 44К.

Авторы отмечают, что будущие измерения эффекта Мак-Лафлина позволят определить наклон орбиты KELT-4A b к оси вращения звезды, и предсказывают, что этот наклон будет велик. Наличие звезд-компаньонов объясняет миграцию гиганта KELT-4A b на близкую к звезде орбиту механизмом Козаи-Лидова (гравитационное влияние звезд-компаньонов сначала делает орбиту планеты сильно вытянутой, а потом эта орбита скругляется приливными силами со стороны родительской звезды). В этом случае наклон орбиты планеты к экватору звезды может достигать 90° и даже превышать его (полярные и ретроградные орбиты были обнаружены у многих горячих юпитеров).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.00015v1.pdf

 

 

 

12 октября 2015
Измерены массы планет в системе K2-19 (EPIC 201505350)
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера мониторит наблюдательные площадки, расположенные вдоль эклиптики, в рамках расширенной миссии K2. Наблюдение одной площадки называется наблюдательной кампанией, каждая наблюдательная кампания длится 80-83 земных суток. Расположение наблюдательных площадок и расписание кампаний можно посмотреть здесь:
http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/docs/Outreach/K2-horiz-litho_28May2014.pdf

Так, 12 октября 2015 года «Кеплер» приступил к наблюдениям 7-й площадки, ее мониторинг продлится до 15 января 2016 года.

Двухпланетная система K2-19 (EPIC 201505350) была открыта во время первой наблюдательной кампании, продлившейся с 30 мая по 21 августа 2014 года. Система включает в себя две транзитные планеты с радиусами ~7.2 и ~4.2 радиусов Земли и орбитальными периодами 7.92 и 11.91 земных суток, вращающиеся вокруг звезды главной последовательности раннего класса K. Планеты близки к орбитальному резонансу 3:2 и должны сильно взаимодействовать друг с другом, обеспечивая заметные вариации времени наступления транзитов.

6 октября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные измерению массы планет в системе K2-19 TTV-методом. Одну статью опубликовала группа японских астрономов, наблюдавшая звезду K2-19 на 8.2-метровом телескопе Субару, а также получивших фотометрию нескольких транзитных событий на телескопах FLWO, TRAPPIST и OAO. Вторую статью опубликовали европейцы, наблюдавшие транзиты в системе K2-19 на трех телескопах субметрового класса (NITES, C2PU/Omicron и Belesta), а также попытавшихся измерить колебания лучевой скорости звезды с помощью спектрографа SOPHIE. Оба научных коллектива получили оценки масс планет, в пределах погрешностей согласующиеся друг с другом.

Кроме того, японцы получили снимки окрестностей звезды K2-19 с помощью системы адаптивной оптики HiCIAO, установленной на телескопе Субару, и убедились в отсутствии звездных компаньонов, способных имитировать транзитные сигналы планет или загрязнить своим светом кривую блеска родительской звезды.

Проанализировав вариации времени наступления транзитов внутренней планеты – субсатурна K2-19 b, японские астрономы смогли достаточно точно оценить массу внешней планеты – очень теплого нептуна K2-19 c. Эта масса оказалась равной или 21.4 ± 1.9 масс Земли, или 20.2 ± 2.7 масс Земли в зависимости от того, в какую сторону отличается отношение периодов обеих планет от точного резонанса 3:2 (пока это не ясно). С учетом размеров планеты (исследователи нашли, что ее радиус равен 4.37 ± 0.22 радиусов Земли) ее средняя плотность оказывается типичной для нептунов – ~1.43 г/куб.см. При этом массу внутренней планеты K2-19 b японцы измерить не смогли, они получили только верхний предел в 300 масс Земли.

Европейцы, со своей стороны, смогли оценить массы обеих планет, но с невысокой точностью. Они нашли, что масса внутренней планеты K2-19 b составляет 44 ± 12 масс Земли, а масса внешней K2-19 c – 15.9 +7.7/-2.8 масс Земли. Мы видим, что оценки массы нептуна K2-19 c у обеих научных групп в пределах погрешностей хорошо согласуются друг с другом. Средняя плотность субсатурна K2-19 b по оценкам европейцев оказывается равной 0.49 +0.26/-0.09 г/куб.см, т.е. перед нами планета, относящаяся к редкому переходному типу между нептунами и газовыми гигантами.

Космический телескоп им. Кеплера больше не будет наблюдать эту систему, каждая наблюдательная кампания не может длится более 83 суток. Однако будущие наблюдения транзитов с помощью космических телескопов TESS и ChEOPS позволят получить новые высококачественные кривые блеска звезды K2-19 и существенно уточнить массы обеих планет TTV-методом.


Планеты системы K2-19 на плоскости «масса – радиус» вместе с другими транзитными экзопланетами. Розовыми линиями показано соотношение между массами и радиусами для чисто водных и чисто железных планет. Пунктирными линиями показано аналогичное соотношение для газовых гигантов с массой ядра, составляющей 0.9, 0.5 и 0.1 полной массы планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1510.01047.pdf
http://arxiv.org/pdf/1510.01060.pdf

 

 

5 октября 2015
Вторая планета в системе WASP-41
прямая ссылка на эту новость

Большинство планетных систем с горячими юпитерами не показывают признаков наличия дополнительных планет. Однако у всякого правила есть исключения. Так, измерение лучевых скоростей звезды WASP-41, рядом с которой ранее был обнаружен транзитный горячий гигант, позволило найти в этой системе еще одну планету.

Наземный транзитный обзор SuperWASP является самым успешным из наземных обзоров, им обнаружено более сотни короткопериодичных планет-гигантов. Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы исследователи замеряют лучевые скорости родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе им. Леонарда Эйлера (Ла Силья, Чили).

Горячий гигант WASP-41 b был открыт в декабре 2010 года. Для измерения массы планеты за период в 4 месяца было сделано 22 замера лучевой скорости звезды. Тогда, 5 лет назад, слишком малый период наблюдений не позволил авторам открытия обнаружить в этой системе дополнительные небесные тела.

В последующие 4.5 лет исследователи продолжили мониторинг звезды WASP-41, доведя количество замеров лучевой скорости до ста. После исключения из полученных данных колебаний, наведенных планетой WASP-41 b и учета хромосферной активности родительской звезды был обнаружен RV-сигнал, вызванный дополнительной планетой-гигантом.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты WASP-41 c оценивается в 3.18 ± 0.2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.07 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.294 ± 0.024, и делает один оборот за 421 ± 2 земных суток. Температурный режим планеты меняется от температурного режима Земли до температурного режима Марса (средняя эффективная температура – 241 ± 2К). Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.07750.pdf

 

 

28 сентября 2015
Четвертая планета в системе WASP-47: гигант в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Изучение планетных систем, содержащих горячие юпитеры, показало, что в большинстве из них отсутствуют дополнительные планеты: «горячие юпитеры одиноки». «Одиночество» горячих юпитеров объясняется механизмом их образования: сформировавшись за снеговой линией своей звезды на орбите, близкой к круговой, планета-гигант может перейти на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном родительской звезды по механизму Козаи. В дальнейшем высокоэксцентричная орбита будущего горячего юпитера скругляется приливными силами. За время скругления орбиты гигант эффективно расчищает пространство вокруг своей звезды от других планет, делая их орбиты неустойчивыми. Справедливость этой гипотезы подтверждается большим количеством горячих гигантов, находящихся на резко наклоненных, полярных и ретроградных орбитах.

Однако далеко не все горячие юпитеры образуются подобным образом. Часть из них может оказаться на своей текущей орбите в результате плавной, динамически спокойной миграции в протопланетном диске. В этом случае горячий юпитер оказывается на орбите, мало наклоненной к экватору родительской звезды, и может входить в состав богатой многопланетной системы. Именно такая ситуация сложилась в планетной системе WASP-47.

Первая планета в системе WASP-47 была открыта в 2012 году наземным транзитным обзором SurepWASP. Ею оказался горячий юпитер WASP-47 b с массой 1.14 масс Юпитера, радиусом 1.135 радиусов Юпитера и орбитальным периодом 4.159 земных суток. Наблюдения звезды WASP-47, проведенные космическим телескопом им Кеплера в рамках расширенной миссии K2, привели к открытию еще двух транзитных планет – горячей суперземли WASP-47 c с радиусом 1.8 радиусов Земли и орбитальным периодом всего в 19 часов, и горячего нептуна WASP-47 d с радиусом 3.6 радиусов Земли и орбитальным периодом 9.03 земных суток.

Эксцентриситеты орбит всех трех планет не превышали 0.05, орбиты были мало наклонены друг к другу – иначе говоря, система WASP-47 предстала перед нами невозмущенной и плоской, со спокойной динамической историей.

Измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита горячего юпитера WASP-47 b позволило измерить наклонение орбиты этой планеты к экватору родительской звезды. Оно оказалось равным 0 ± 24°. Это означает, что и горячий гигант, и остальные две транзитные планеты системы WASP-47 вращаются примерно в плоскости экватора своей звезды.

Наконец, 28 сентября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы, посвященная открытию в этой системе четвертой планеты. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе им. Эйлера в Ла Силья, Чили.

Всего было получено 46 замеров лучевой скорости звезды WASP-47.

Минимальная масса (параметр m sin i) внешней планеты WASP-47 e оценивается в 1.24 ± 0.22 масс Юпитера. С учетом того, что планетная система плоская, наклонение орбиты этой планеты вряд ли сильно отличается от 90°, а истинная масса – от минимальной. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.36 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.1, и делает один оборот за 572 ± 7 земных суток. Температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса – авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 247 ± 5К. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.07750.pdf
http://arxiv.org/pdf/1509.05337v1.pdf

 

 

21 сентября 2015
Измерена масса внутренней планеты системы K2-03 (EPIC 201367065)
прямая ссылка на эту новость

В январе 2015 года в рамках расширенной миссии «Кеплера» K2 было объявлено об открытии планетной системы сравнительно близкого красного карлика EPIC 201367065. Эта система включала в себя три транзитные планеты с радиусами 2.08, 1.64 и 1.53 радиусов Земли и орбитальными периодами 10.054, 24.645 и 44.563 земных суток, соответственно. Орбита внешней планеты пролегала вблизи внутреннего края обитаемой зоны. Система прошла стандартную процедуру валидации, т.е. статистического подтверждения планетной природы транзитных кандидатов, однако массы планет на момент открытия системы измерить не удалось.

11 сентября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов под руководством J.M. Almenara, посвященная попыткам измерить массы планет методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HARPS. Всего было получено 66 замеров с точностью единичного замера 2-4 м/сек. Авторам удалось определить массу самой внутренней и крупной планеты K2-03 b – она оказалась равной 8.4 ± 2.1 масс Земли (полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наведенных планетой, составила 3.6 ± 0.9 м/сек). Оценки массы остальных планет имеют погрешности, сравнимые с измеряемой величиной, так что для получения более точных данных потребуются дальнейшие наблюдения.

При радиусе планеты K2-03 b, равном 2.08 +0.18/-0.09 радиусов Земли, ее средняя плотность получается равной 4.3 +2.0/-0.8 г/куб.см.

Планета K2-03 b на плоскости «масса-радиус» (показана малиновым цветом) среди других транзитных экзопланет массой меньше 20 масс Земли.

Достаточно высокая средняя плотность говорит о том, что K2-03 b имеет в основном каменный или железокаменный состав, доля водяного льда не превышает 50%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.02917.pdf

 

 

17 сентября 2015
Еще три горячих гиганта: WASP-120 b, WASP-122 b и WASP-123 b
прямая ссылка на эту новость

Транзитный обзор SuperWASP является рекордсменом по поиску внесолнечных планет среди всех наземных транзитных обзоров – к настоящему моменту их открыто уже более сотни. Обзор предназначен для поиска планет у звезд среднего блеска (9-13 видимой звездной величины). Фотометрические наблюдения звезд северного неба ведет комплекс из 8 автоматических телескопов с апертурой 20 см, расположенный в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на Канарских островах (WASP-North), южное небо наблюдает аналогичный комплекс в Южно-Африканской астрономической обсерватории (WASP-South). Планетную природу выявленных транзитных кандидатов, а также измерение массы новых планет проводят методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом Шведском телескопе им. Леонарда Эйлера.

9 сентября 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья O.D.Turner с коллегами, посвященная открытию на южном небе очередных трех транзитных экзопланет. Все они являются горячими юпитерами.

Звезда WASP-120 массивнее, ярче и горячее Солнца. Ее спектральный класс F5, масса составляет 1.45 ± 0.11 солнечных масс, радиус – 1.93 ± 0.09 солнечных радиусов. Возраст звезды авторы открытия оценили в 2.6 ± 0.5 млрд. лет. Расстояние до WASP-120 не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 418 пк.

Масса планеты WASP-120 b достигает 5.01 ± 0.26 масс Юпитера, что при радиусе 1.515 ± 0.083 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.92 ± 0.28 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0522 ± 0.0013 а.е. (~5.8 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.060 ± 0.025, и делает один оборот за 3.61127 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1890 ± 50К.

Масса звезды WASP-122 лишь ненамного меньше массы WASP-120 и достигает 1.4 ± 0.1 солнечных масс, однако эта звезда существенно прохладнее – ее спектральный класс G4, а радиус близок к 1.57 солнечных радиусов. Такая разница в температурах фотосфер вызвана высоким содержанием тяжелых элементов в составе WASP-122 – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 5.1 ± 0.8 млрд. лет.

Горячий юпитер WASP-122 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 0.0311 ± 0.0008 а.е. (~4.26 звездных радиусов!) и делает один оборот за 1.71006 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1960 ± 50К. Масса гиганта составляет 1.37 ± 0.07 масс Юпитера, радиус достигает 1.79 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к достаточно низкой средней плотности – 0.315 ± 0.03 г/куб.см. Высокая температура атмосферы и умеренная масса планеты должны приводить к большому значению высоты однородной атмосферы, что, в свою очередь, благоприятствует ее будущим исследованиям методами трансмиссионной спектроскопии.

Наконец, звезда WASP-123 имеет массу 1.21 ± 0.09 солнечных масс, радиус 1.30 ± 0.06 солнечных радиусов и спектральный класс G5. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (в полтора раза больше, чем в составе Солнца) и солидным возрастом (6.9 ± 1.4 млрд. лет).

Масса горячего юпитера WASP-123 b типична для планет этого класса и составляет 0.92 ± 0.05 масс Юпитера, его радиус – 1.327 ± 0.074 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.525 ± 0.074 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.043 ± 0.001 а.е. (~7.2 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.97764 земных суток. Эффективная температура гиганта оценивается в 1510 ± 40 К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.02210.pdf

 

 

10 сентября 2015
KELT-10 b: первая планета от обзора KELT-South
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры обнаружили уже более 150 экзопланет, в большинстве своем горячих юпитеров. Рекордсменами являются проекты SuperWASP и его аналог в южном полушарии WASP-South, HATNet и его аналог HATSouth. Большинство планет открывается у сравнительно тусклых звезд, что затрудняет их последующее изучение. Так, на южном небе только 25 транзитных экзопланет вращаются вокруг звезд ярче +11 звездной величины, притом, что именно яркость родительских звезд благоприятствует исследованию физических свойств и химического состава атмосфер планет, определению угла наклона их орбит к экватору звезды и пр.

Наземный транзитный обзор Kilodegree Extremely Little Telescope - South (KELT-South) посвящен поиску транзитных экзопланет у сравнительно ярких звезд 8-10 видимой звездной величины, расположенных на южном небе. Он основан на фотометрических наблюдениях, ведущихся небольшим широкоугольным телескопом с апертурой всего 42(!) мм, полем зрения 26х26 градусов и матрицей размером 4096х4096 пикселей (разрешение 23 угловых секунды на пиксель). Телескоп расположен на территории Южно-Африканской астрономической обсерватории. Аналогичный обзор в северном полушарии (KELT-North) уже обнаружил несколько транзитных горячих юпитеров и коричневых карликов.

9 сентября 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию обзором KELT-South своей первой транзитной экзопланеты KELT-10 b.

KELT-10 (GSC 08378-00064) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, массой 1.11 ± 0.06 солнечных масс, радиусом 1.21 ± 0.05 солнечных радиусов и светимостью 1.65 ± 0.17 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 4.5 ± 0.7 млрд. лет, расстояние до системы – 183 ± 14 пк.
На расстоянии 1.1 угловых секунд от KELT-10 расположен тусклый компаньон, однако пока не ясно, связаны ли эти звезды физически или перед нами просто звезда заднего фона.

Кривая блеска KELT-10 демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной 1.4% и периодом 4.16627 земных суток, соответствующий планете-гиганту (горячему юпитеру). Измерение массы кандидата и проверка его планетной природы была проведена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе им. Леонарда Эйлера. Масса планеты оказалась равной 0.68 ± 0.04 масс Юпитера, что при радиусе 1.40 +0.07/-0.05 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.31 ± 0.04 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0525 ± 0.001 а.е. (~9.3 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 1377 ± 28К.

Из-за сравнительной яркости родительской звезды (видимая звездная величина +10.7) планета удобна для будущих исследований свойств атмосферы методом трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1509.02323.pdf

 

 

7 сентября 2015
OGLE-2015-BLG-0966L b: аналог Нептуна у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать внесолнечные планеты, недоступные для любых других методов, например, холодные планеты за снеговой линией своих звезд или планеты, расположенные в балдже Галактики. Однако у гравитационного микролинзирования есть свои недостатки. В частности, одна и та же кривая блеска фоновой звезды (звезды-источника) может быть вызвана линзами разной массы, находящимися на разном расстоянии от нас. Таким образом, восстановление точных параметров объекта-линзы является непростой математической и астрономической задачей, далеко не всегда имеющей единственное решение.

Уточнить параметры системы-линзы помогает измерение т.н. микролинзового параллакса. Явление микролинзового параллакса состоит в том, что при наблюдении из разных точек пространства угловое расстояние между звездой-источником и объектом-линзой будет различным, а значит, изменится и вид кривой блеска звезды-источника. Иногда (для долгих событий микролинзирования, длящихся по несколько месяцев) такой сдвиг точки наблюдения обеспечивается орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Но гораздо удобнее и результативнее наблюдать событие микролинзирования одновременно из двух точек пространства, разделенных расстоянием в несколько астрономических единиц.

В этом смысле очень перспективным является использование инфракрасного космического телескопа им. Спитцера. Телескоп находится на гелиоцентрической орбите и к настоящему времени удалился от Земли на расстояние ~1.4 а.е. Наблюдения одного и того же события микролинзирования одновременно с Земли и со «Спитцера» позволяет определить микролинзовый параллакс и гораздо точнее оценить параметры системы-линзы.

Прекрасным примером таких наблюдений из двух точек пространства стало открытие планеты OGLE-2015-BLG-0966L b.

Начало события микролинзирования OGLE-2015-BLG-0966 было зафиксировано 11 мая 2015 года наземным микролинзовым обзором OGLE. C 6 июня 2015 мая к наблюдениям этого события подключился «Спитцер». К сожалению, наблюдения осложнились тем, что в этот момент вблизи балджа Галактики (на его фоне) проходила Луна.

В максимуме (он был достигнут 1 июля 2015 года) блеск звезды-источника усилился в 85 раз! Вскоре после первого максимума на кривой блеска звезды-источника нарисовался второй очень узкий пик, говорящий, во-первых, о двойственности линзы, а во-вторых, о малом отношении масс компонент линзы, иначе говоря, о том, что перед нами система звезда + планета.


Кривая блеска звезды OGLE-2015-BLG-0966, построенная совместными наблюдениями наземных микролинзовых обзоров OGLE, MOA, CTIO, LCOGT и др. Два пика вблизи максимума блеска свидетельствуют о двойственности объекта-линзы. Синим цветом показана кривая блеска этой же звезды, полученная космическим телескопом им. Спитцера. Благодаря одновременным наблюдениям из двух точек пространства, разделенных расстоянием 1.39 а.е., удалось определить микролинзовый параллакс системы-линзы и довольно точно оценить ее параметры.

Масса звезды-линзы оказалась равной 0.38 ± 0.04 солнечных масс, т.е. звезда является ранним красным карликом. Масса планеты оценивается в 21 ± 2 масс Земли. Однако расстояние между планетой и звездой и расстояние до системы зависит от предположения о расположении звезды-источника. Если звезда-источник находится в балдже Галактики, расстояние до системы-линзы составляет 3.3 кпк, а расстояние между звездой и планетой (в проекции на небесную сферу) близко к 2.7 а.е. Если же звезда-источник находится в галактическом диске, расстояние до линзы ~2.5 кпк, а расстояние между звездой и планетой составляет 2.1 а.е. В обоих случаях нептун лежит далеко за снеговой линией, а его температурный режим соответствует либо температурному режиму Урана, либо среднему между температурными режимами Урана и Сатурна.

Открытие планеты OGLE-2015-BLG-0966L b подтверждает широкую распространенность холодных нептунов у звезд Галактики.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1508.07027.pdf

 

 

1 сентября 2015
У звезды KELT-6 обнаружена вторая планета
прямая ссылка на эту новость

В августе 2013 года наземный транзитный обзор KELT объявил об открытии транзитного горячего сатурна KELT-6 b. Масса планеты была определена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды и оказалась равной 0.43 ± 0.05 масс Юпитера. Однако кроме колебаний, явно вызванных планетой KELT-6 b, лучевая скорость звезды KELT-6 (BD+31 2447) демонстрировала дополнительный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одной или нескольких планет на более широких орбитах.

Наблюдения за звездой продолжились на спектрографе HARPS-N. В промежутке с 9 февраля 2014 года по 3 июля 2015 года был получен 71 замер лучевой скорости KELT-6. С учетом 22 замеров, проведенных ранее на спектрографе TRES, исследователи сумели уверенно обнаружить в этой системе еще одну планету и определить ее параметры.

Итак, минимальная масса (параметр sin i) нетранзитной планеты KELT-6 c оценивается в 3.71 ± 0.21 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 2.39 ± 0.11 а.е. и эксцентриситетом 0.21 ± 0.04, и делает один оборот за 1276 +81/-67 земных суток (~3.5 года). Температурный режим планеты меняется от температурного режима Земли до температурного режима Марса. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Помимо получения сведений о внешней планете ученые существенно уточнили параметры внутренней. Так, наблюдение эффекта Мак-Лафлина во время транзита позволило определить наклонение орбиты горячего сатурна к оси вращения звезды, оно оказалось равным -36 ± 11°. Иначе говоря, KELT-6 b вращается вокруг своей звезды по проградной не сильно наклоненной к экватору звезды орбите. Кроме того, удалось уточнить значение эксцентриситета – с 0.22 оно упало до 0.03. Погрешности в определении массы KELT-6 b также удалось уменьшить – новое значение составляет 0.44 ± 0.02 масс Юпитера.

Система KELT-6 пополнила собой недлинный список планетных систем, включающих в себя как горячие юпитеры, так и другие планеты. Большинство же систем с горячими юпитерами не показывают признаков наличия дополнительных планет («горячие юпитеры одиноки»).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1508.06520.pdf

 

 

29 августа 2015
«Кеплер» обнаружил еще две транзитные планеты в системе WASP-47
прямая ссылка на эту новость

Изучение вариаций времени наступления транзитов известных экзопланет помогает находить дополнительные не транзитные планеты в исследуемых системах, а также измерять массы транзитных. Однако подавляющее большинство известных транзитных горячих юпитеров не показывают таких вариаций. «Горячие юпитеры одиноки», и этому факту надо искать объяснение. По-видимому, сам процесс образования горячих юпитеров исключает или, по крайней мере, сильно затрудняет формирование других планет (или приводит к их утрате, если они уже сформировались). Например, если горячие юпитеры образуются вследствие планет-планетного рассеяния, перехода на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром и последующего скругления этой орбиты приливными силами, орбиты других планет, расположенных внутри орбиты планеты-гиганта, оказываются неустойчивыми. В пользу этого объяснения говорит и обилие горячих юпитеров на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах.

Однако нет правил без исключений. Одним из таких исключений стала планетная система у звезды WASP-47.

Горячий юпитер у звезды WASP-47 известен с апреля 2012 года. Он был обнаружен наземным транзитным обзором SuperWASP. Масса планеты была измерена методом лучевых скоростей и составила 1.14 ± 0.05 масс Юпитера, радиус оценили в 1.16 ± 0.03 радиуса Юпитера, орбитальный период оказался равным 4.15914 земных суток. WASP-47 b вращался вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.052 а.е., его эффективная температура составила 1220 ± 20К.

С 14 ноября 2014 года по 23 января 2015 года звезду WASP-47 наблюдал космический телескоп им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2. Исключительно высокая точность фотометрии «Кеплера» позволила обнаружить в этой системе еще две транзитные планеты – горячую суперземлю WASP-47 c и горячий нептун WASP-47 d. Кроме того, измерение вариаций времени наступления транзитов двух внешних планет позволило независимо определить массу горячего юпитера WASP-47 b, оценить массу нептуна WASP-47 d и получить верхний предел на массу суперземли WASP-47 c.

Какой же предстала перед нами система WASP-47?

Самой внутренней планетой является суперземля WASP-47 c. Ее орбитальный период составляет всего 0.789593 ± 0.000012 земных суток (19 часов), она вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0172 а.е. (3.2 звездных радиуса)! Радиус планеты оценивается в 1.817 ± 0.065 радиусов Земли. Методом тайминга транзитов массу планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел в 8.9 масс Земли (с достоверностью 95%). Авторы открытия считают эту планету перспективной для измерения ее массы методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, почти наверняка это будет сделано в ближайшее время какой-либо независимой группой.

Второй планетой системы является горячий юпитер WASP-47 b. Его параметры почти не изменились, за исключением массы – масса, определенная TTV-методом, оказалась несколько меньше определенной методом лучевых скоростей (337 +22/-36 масс Земли против 362 ± 16 масс Земли). Впрочем, оба значения весьма близки, отличаясь друг от друга лишь на одно стандартное отклонение.

Наконец, внешней планетой стал горячий нептун WASP-47 d. Массу этой планеты удалось оценить путем тайминга транзитов планеты b, она оказалась равной 8.5 ± 3.7 масс Земли, что при радиусе 3.60 ± 0.13 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.1 ± 0.5 г/куб.см, типичной для планет этого типа. WASP-47 d вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0873 ± 0.0004 а.е. (16.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 9.03079 ± 0.00017 земных суток.

Анализ динамической устойчивости этой системы привел авторов открытия к выводу, что орбиты всех трех планет близки к круговым. При эксцентриситетах, превышающих ~0.05, система быстро становится неустойчивой.

По всей видимости, горячий юпитер WASP-47 b оказался на своей орбите в результате спокойной миграции в диске, а не после скругления высокоэллиптической орбиты. Малые эксцентриситеты орбит планет и малое наклонение их друг к другу говорят о динамической невозмущенности этой системы.

Сравнительная яркость родительской звезды (ее видимая звездная величина +11.9) делает возможным измерение массы всех трех планет методом лучевых скоростей. Это позволит независимо подтвердить (или уточнить) значения масс, оцененных TTV-методом, и таким образом протестировать сам метод тайминга транзитов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1508.02411.pdf

 

 

21 августа 2015
Kepler-452 b: двоюродная сестра Земли?
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера был запущен в 2009 году с амбициозной целью – найти аналоги Земли у аналогов Солнца. За четыре года наблюдений телескоп обнаружил около 4700 транзитных кандидатов, из которых 1030 были подтверждены как планеты. Среди находок «Кеплера» – горячие юпитеры и прохладные нептуны, суперземли и планеты размером с Марс, планеты как внутри обитаемой зоны своих звезд, так и за ее пределами. Открыты планеты, отличающиеся по своим размерам от Земли всего на несколько процентов. Однако более-менее точного аналога Земли до сих пор не найдено. Слишком разнообразен мир планетных систем, чтобы для одной планеты совпало одновременно несколько условий – солнцеподобность родительской звезды, малый эксцентриситет орбиты, инсоляция, близкая к земной, и земной радиус.

Однако исследователи постепенно подбираются к аналогам Земли, а пока предлагают вместо «сестер» нашей планеты разнообразных «кузин». Одной из таких «кузин» стала транзитная суперземля Kepler-452 b.

Kepler-452 (KOI-7016, KIC 8311864) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.11 +0.15/-0.09 солнечных радиусов, возраст составляет 6 ± 2 млрд. лет. Звезда довольно богата тяжелыми элементами – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.7), его можно оценить в 664 пк.

Кривая блеска Kepler-452 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 384.843 ± 0.012 земных суток, длительностью ~10.6 часов и глубиной 199 ± 21 ppm, соответствующей планете радиусом 1.63 +0.23/-0.20 радиусов Земли. Транзитный кандидат слишком мал и слишком далек от своей звезды, чтобы его планетную природу можно было подтвердить методом измерения лучевых скоростей. Поэтому вместо полноценного подтверждения приходится довольствоваться валидацией – т.е. статистическим подтверждением, основанным на исключении всех астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. Проведя стандартную процедуру валидации, авторы открытия нашли, что достоверность планетной природы Kepler-452 b превышает 99.76%.

Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.046 ± 0.02 а.е., она получает от своей звезды 1.10 +0.29/-0.22 той энергии, что получает Земля от Солнца. Эффективная температура Kepler-452 b оценивается в 265 ± 15К (в предположении альбедо, равного 0.3, и равномерного распределения тепла между дневным и ночным полушариями). Эксцентриситет ее орбиты пока неизвестен.

Можно ли считать Kepler-452 b аналогом Земли? Радиус планеты близок к 1.6 радиусам Земли, т.е. к той границе, которая разделяет преимущественно железокаменные планеты земного типа от планет, в состав которых входит избыток летучих (т.е. от океанид и мини-нептунов). Сами авторы оценивают вероятность того, что Kepler-452 b является железокаменной планетой, в 49-62%. Однако даже в этом случае она почти наверняка окружена плотной протяженной атмосферой, создающей мощный парниковый эффект. С учетом повышенной инсоляции это делает Kepler-452 b скорее массивным и влажным аналогом Венеры, нежели «кузиной Земли».

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.06723v1.pdf

 

 

19 августа 2015
HD 219134: четырехпланетная система всего в 6.5 пк от Солнца
прямая ссылка на эту новость

По данным, полученным космическим телескопом им. Кеплера, большинство экзопланет являются суперземлями или мини-нептунами с радиусом около 2 радиусов Земли. К похожему выводу приводят наземные обзоры, ведущие поиск экзопланет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Согласно их данным, большинство планет имеют массу, всего в несколько раз превышающую массу Земли. Большая часть таких планет входит в состав плоских плотно упакованных многопланетных систем. Однако вести поиск суперземель даже у ближайших звезд весьма затруднительно из-за малой амплитуды колебаний лучевой скорости, наводимых ими на свою звезду. Как правило, эта амплитуда не превышает 2-3 м/сек, что требует высочайшей точности единичного замера и плотных рядов наблюдений.

Одна из программ поиска маломассивных планет у ближайших звезд уже более 12 лет ведется на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS. Вторая началась сравнительно недавно, в августе 2012 года. Если HARPS ищет внесолнечные планеты в небе южного полушария, то его близнец HARPS-N, установленный на 3.6-метровом телескопе Галилео (TNG) в Ла Пальма, Испания, измеряет лучевые скорости звезд северного неба. Одна из наблюдательных программ, получившая название RPS (Rocky Planet Search = Поиск каменных планет), посвящена поиску маломассивных планет у близких ярких спокойных звезд.

31 июля 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы исследователей из обзора RPS, посвященная открытию четырех планет у близкого оранжевого карлика HD 219134. Интересно, что самая внутренняя планета этой системы по наблюдениям космического ИК-телескопа им. Спитцера оказалась еще и транзитной! Таким образом, если предположить, что плоскости орбит планет мало наклонены друг к другу, истинные массы всех четырех планет оказываются очень близкими к минимальным массам, т.е. к измеренной величине m sin i.

Итак, звезда HD 219134 (HIP 114622, HR 8832, GJ 892) удалена от нас на 6.53 ± 0.03 пк, она входит в первую сотню ближайших к Солнцу звезд. Ее спектральный класс – K3 V, масса оценивается в 0.78 ± 0.02 солнечных масс, радиус прямо измерен с помощью интерферометра и составляет 0.778 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость близка к 26.5% светимости Солнца. Звезду можно увидеть невооруженным глазом – ее видимая звездная величина +5.57.

Всего было получено 98 замеров лучевой скорости HD 219134.

Самая внутренняя планета системы – транзитная горячая земля HD 219134 b. Ее масса оценивается в 4.46 ± 0.47 масс Земли, радиус – в 1.606 ± 0.086 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.89 ± 1.17 г/куб.см, свидетельствующей о преимущественно железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13, но скорее всего близок к нулю) на расстоянии 0.0382 ± 0.0003 а.е., и делает один оборот за 3.0937 ± 0.0004 земных суток.

Минимальная масса второй планеты HD 219134 c составляет всего 2.67 ± 0.59 масс Земли, и скорее всего, ее истинная масса также близка к этой величине. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.064 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 6.765 ± 0.005 суток. Скорее всего, ее орбита также близка к круговой (формально эксцентриситет не превышает 0.26).

Минимальная масса третьей планеты HD 219134 d существенно выше и достигает 8.67 ± 1.14 масс Земли, т.е. перед нами легкий нептун. В отличие от двух внутренних планет, HD 219134 d находится на эксцентричной орбите с большой полуосью 0.234 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.32 ± 0.14, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.159 а.е. в перицентре до 0.309 а.е. в апоцентре, т.е. почти в 2 раза. Орбитальный период составляет 46.78 ± 0.16 земных суток, температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Наконец, четвертая планета этой системы HD 219134 e – легкая планета-гигант массой 62 ± 6 земных, что составляет ~0.65 массы Сатурна. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.14 +0.43/-0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.27 ± 0.11, и делает один оборот за 1190 +379/-34 земных суток, ее температурный режим является промежуточным между температурным режимом Юпитера и Главного пояса астероидов.


Ближайшие экзопланеты на плоскости «расстояние до родительской звезды – масса планеты». Транзитные планеты показаны звездочками, планеты, обнаруженные RV-методом – пятиугольниками, в этом случае вместо массы фигурирует параметр m sin i. Цветом показана эффективная температура планет (шкала температур приведена в правой части графика).

Большой промежуток между орбитами планет d и e , возможно, содержит небольшие планеты, чье гравитационное влияние на родительскую звезду слишком мало, чтобы его мог зафиксировать спектрограф HARPS-N. Возможно также, что там находится астероидный пояс, аналогичный Главному астероидному поясу Солнечной системы. Будущие наблюдения, в том числе с помощью космических миссий TESS, ChEOPS и PLATO, помогут существенно уточнить свойства внутренней планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.08532v1.pdf

 

 

18 августа 2015
KMT-2015-1 b: планета-гигант у тусклого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать внесолнечные планеты, недоступные для любых других методов – а именно, холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд. Однако для регистрации планеты, особенно маломассивной, необходимы очень плотные ряды наблюдений. Если усиление блеска фоновой звезды, вызванное гравитационным влиянием звезды-линзы, длится обычно несколько десятков суток, то особенность на кривой блеска, обусловленная влиянием планеты, занимает обычно 1-2 дня. Поэтому эффективность микролинзовых обзоров в поиске экзопланет остается низкой.

В феврале 2015 года начал работу новый южнокорейский микролинзовый обзор KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network). Обзор основан на наблюдениях трех одинаковых широкоугольных автоматических телескопов, расположенных в Сьерра Тололо (Чили), в Южно-Африканской астрономической обсерватории и обсерватории Сайдинг-Спринг (Австралия). Каждый телескоп имеет апертуру 1.6 м, поле зрения 4 кв. градуса и разрешение матрицы 0.4 угловых секунд на пиксель. Фотометрические замеры делаются каждые 10 минут. Разнесение телескопов по долготе примерно на 8 часов позволяет «вести» событие микролинзирования практически круглосуточно – когда над одним телескопом сети KMTNet восходит солнце, эстафету наблюдений подхватывает другой телескоп.

Эффективность нового обзора очень быстро продемонстрировало открытие экзопланеты KMT-2015-1 b.

Событие микролинзирования KMT-2015-BLG-0048 было замечено в начале февраля 2015 года сразу двумя независимыми микролинзовыми обзорами KMTNet и OGLE. Форма кривой блеска фоновой звезды свидетельствовала в пользу двойной линзы с малым отношением масс, т.е. звезды с планетой.


Кривая блеска фоновой звезды во время события микролинзирования KMT-2015-BLG-0048. Хорошо заметно отклонение наблюдаемой кривой от простого колоколообразного вида, ожидаемого для события микролинзирования на одиночной звезде (показан пунктирной линией).

Анализ кривой блеска привел южнокорейских астрономов к выводу, что перед нами маломассивная звезда – красный (а может, даже коричневый) карлик массой 0.18 ± 0.12 солнечных масс, удаленный от нас на 8.2 ± 0.9 кпк. На расстоянии 0.76 ± 0.08 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) расположена планета-гигант массой 2.2 ± 1.4 масс Юпитера. Отношение масс планеты и звезды измерено гораздо точнее и составляет 6.84·10-3. Планета явно лежит за снеговой линией своей звезды – так, при массе звезды 0.18 солнечных температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Сатурна и Урана.

Авторы открытия подчеркивают, что поскольку маломассивные красные карлики составляют большинство звезд Галактики, изучение их планетных систем помогает существенно уточнить теории планетообразования и, как следствие, представляет большой научный интерес.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.05361.pdf

 

 

17 июля 2015
HD 16008 b: двойник Юпитера у двойника Солнца
прямая ссылка на эту новость

Возможности метода поиска экзопланет путем измерения лучевых скоростей родительских звезд (он же RV-метод) могут быть расширены двумя способами – повышением точности единичного измерения и увеличением времени наблюдений. Повышение точности единичного замера лучевой скорости звезды способствует обнаружению планет все меньшей массы, увеличение периода наблюдений помогает находить планеты на широких (долгопериодических) орбитах. Для обнаружения планетных систем, похожих на Солнечную, приходится делать и то, и другое.

Самой заметной планетой в Солнечной системе с точки зрения RV -метода является Юпитер. Этот гигант наводит на Солнце колебания лучевой скорости с амплитудой до ~13 м/сек, остальные планеты наводят гораздо более слабые RV-сигналы. Но для того, чтобы обнаружить Юпитер, необходимо вести измерения лучевой скорости Солнца на протяжении как минимум одного его орбитального периода, т.е. 12 лет.

Последние годы на Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили, ведется мониторинг лучевых скоростей 63 звезд, по своим свойствам очень близких к нашему Солнцу. Измерения проводятся с помощью высокоточного спектрометра HARPS, точность единичного замера близка к 1 м/сек или даже превышает ее.

17 июля 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию аналога Юпитера у звезды HD 16008 (в статье ее называют HIP 11915). Звезда наблюдалась спектрометром HARPS с октября 2009 по январь 2015 года, также авторы использовали для анализа замеры, сделанные в 2003-2013 годах в рамках других наблюдательных программ. Всего было получено 56 замеров лучевой скорости этой звезды. Наблюдения позволили обнаружить колебания лучевой скорости с периодом 3830 ± 150 земных суток (10.5 ± 0.5 лет) и полуамплитудой 12.9 ± 0.8 м/сек, которые не были связаны с циклом активности звезды. Проанализировав все полученные данные, авторы статьи пришли к выводу, что эти колебания вызваны планетой-гигантом, аналогом Юпитера.

HD 16008 – звезда, чрезвычайно близкая по своим параметрам к нашему Солнцу, даже ее возраст оказывается сравнимым – 4.0 ± 0.6 млрд. лет, а температура фотосферы оказывается ниже солнечной всего на 20К.

Минимальная масса планеты HD 16008 b оценивается в 0.99 ± 0.06 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 4.8 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.10 ± 0.07. На данный момент эта система – самый близкий аналог Солнечной системы из известных.

Авторы открытия отмечают, что звезда HD 16008 является привлекательной целью для будущих поисков землеподобных планет на более тесных орбитах. Пока они исключили наличие планет с массой более 12 масс Земли на орбитах с периодом короче одного года. Будущие наблюдения покажут, ограничивается ли сходство системы HD 16008 с Солнечной системой наличием двойника Юпитера, или на более близких орбитах будут найдены аналоги планет земного типа.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.03998.pdf

 

 

13 июля 2015
OGLE-2013-BLG-0723LB b: планета с массой Венеры у коричневого карлика
прямая ссылка на эту новость

Коричневые карлики – объекты, промежуточные по своим свойствам между звездами и планетами-гигантами, их массы лежат в интервале от 13 до 75-80 масс Юпитера. Поиск спутников у этих объектов сопряжен с огромными трудностями. На инфракрасных снимках окрестностей молодых коричневых карликов было обнаружено несколько массивных горячих планет-гигантов, но такие системы по строению и способу своего образования больше напоминают двойные звезды предельно малой массы, чем обычные планетные системы, аналогичные Солнечной. Фактически, в настоящее время есть только один метод, позволяющий находить рядом с коричневыми карликами небольшие планеты, образовавшиеся из протоспутниковых дисков – это метод гравитационного микролинзирования.

10 июля 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья польского астронома А. Удальского (A. Udalski) с коллегами, посвященная открытию планеты с массой 0.69 ± 0.06 масс Земли у коричневого карлика массой 0.031 ± 0.003 солнечных масс, который, в свою очередь, является компаньоном маломассивного красного карлика массой 0.097 ± 0.009 солнечных масс. Эта система по своим свойствам является как бы связующим звеном между планетными системами обычных звезд и спутниковыми системами планет-гигантов.

Событие микролинзирования OGLE-2013-BLG-0723 было обнаружено 12 мая 2013 года. Сначала блеск фоновой звезды, усиленный гравитационным полем объекта-линзы, увеличился всего на 40% и быстро вернулся к изначальному значению, но почти сразу после этого снова начал расти снова. Сложное поведение кривой блеска говорило о двойственности или даже тройственности линзы, это привлекло к данному событию повышенный интерес. Кроме обзора OGLE, к наблюдениям подключились телескопы сети Microlensing Follow Up Network (µFUN), а также израильский 0.46-метровый телескоп обсерватории Wise. Плотные ряды наблюдений позволили получить кривую блеска хорошего качества и довольно точно определить параметры системы-линзы.

Кривая блеска фоновой звезды свидетельствует о сложном строении объекта-линзы, включающей в себя три небесных тела.

Итак, система-линза удалена от нас на 490 ± 40 пк. Она включает в себя пару из красного и коричневого карликов, разделенных расстоянием 1.74 ± 0.15 а.е. (в проекции на небесную сферу). Рядом с коричневым карликом на расстоянии 0.34 ± 0.03 а.е. от него находится планета с массой 0.69 ± 0.06 масс Земли, что близко к массе Венеры. При этом температурный режим обнаруженной планеты близок к температурному режиму Плутона.

Геометрия события микролинзирования
OGLE-2013-BLG-0723.

Буквами M1 и M2 обозначены коричневый и красный карлики, буквой M3 – планета. Серой линией со стрелкой показано движение фоновой звезды относительно системы-линзы.

Отношение масс обнаруженной планеты и коричневого карлика является типичным для отношения масс между регулярными спутниками и их родительскими планетами в Солнечной системе, это говорит об общности процессов, приводящих к образованию планет у звезд и регулярных спутников у планет-гигантов.

Примечание от 31 мая 2016 года: представлено решение для системы-линзы, лучше описывающее наблюдательные данные и не включающее в себя планету. Таким образом, планеты OGLE-2013-BLG-0723LB b, скорее всего, не существует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.02388.pdf

 

 

10 июля 2015
HATS-7 b: массивный транзитный нептун на 3.2-дневной орбите
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор HATSouth представляет собой глобальную сеть одинаковых автоматических телескопов, расположенных в южном полушарии и предназначенных для поиска транзитных экзопланет с радиусами меньше радиусов обычных горячих юпитеров и орбитальными периодами, более длинными, чем у них. Автоматические телескопы сети HATSouth расположены в Чили (обсерватория Las Campanas), в Намибии (территория эксперимента H.E.S.S.) и в Австралии (обсерватория Сайдинг-Спринг). Распределение телескопов по долготе обеспечивает возможность вести почти непрерывные наблюдения выбранных звезд – когда над одним комплексом телескопов восходит солнце, эстафету принимает другой комплекс. Регулярные наблюдения в рамках проекта ведутся с 2011 года. Фотометрические наблюдения проводятся в красных лучах (в спектральной полосе r). Подробнее о телескопах проекта можно почитать здесь.

8 июля 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию новой транзитной планеты HATS-7 b. Новая планета оказалась одной из самых маленьких среди открытых наземными транзитными обзорами – ее размеры являются промежуточными между размерами Сатурна и Нептуна. Масса планеты была измерена методом лучевых скоростей с помощью высокоточного спектрометра HIRES, установленного на 10-метровом телескопе Кек I.

HATS-7 – звезда главной последовательности спектрального класса K2 V, удаленная от нас на 257 ± 15 пк. Ее масса оценивается в 0.85 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.815 +0.049/-0.034 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 37% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Масса планеты HATS-7 b оценивается в 0.120 ± 0.012 масс Юпитера (38 ± 4 масс Земли), радиус – в 0.563 +0.046/-0.034 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.83 ± 0.18 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (ее эксцентриситет не превышает 0.17) на среднем расстоянии 0.0401 ± 0.0004 а.е. (~10.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.185315 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1084 ± 32К.

Планета HATS-7 b попадает в область параметров, промежуточную между типичными нептунами и газовыми гигантами. Однако сравнительно высокая средняя плотность этой планеты говорит о том, что перед нами скорее тяжелый нептун, чем легкий газовый гигант. Моделирование внутреннего строения HATS-7 b показывает, что массовая доля его водородно-гелиевой оболочки составляет 18 ± 4% (в случае, если ядро планеты железокаменное) или даже 9 ± 4% (если оно ледяное). Для сравнения, масса водородно-гелиевой оболочки Сатурна достигает 75% полной массы планеты.


Планета HATS-7 b (окружена квадратной рамкой) на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет с массой меньше 0.18 масс Юпитера. Цветом показаны эффективные температуры планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1507.01024.pdf

 

 

Архив новостей:

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