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

27 декабря 2018
HD 119130 b: очень плотный мини-нептун
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера показал, что самыми распространенными планетами в Галактике являются планеты, отсутствующие в Солнечной системе – суперземли и мини-нептуны с радиусами 1.5-3 радиуса Земли. Распределение планет по радиусам в этом диапазоне размеров имеет характерный двугорбый вид с глубоким минимумом в области 1.6-1.8 радиусов Земли. Небольшие планеты («суперземли»), чьи размеры меньше 1.6 радиусов Земли, как правило, имеют высокую плотность и железокаменный состав. Планеты большего размера («мини-нептуны») с радиусами больше 1.8 радиусов Земли, как правило, сильно обогащены летучими веществами и имеют среднюю плотность, существенно меньшую земной (5.5 г/куб.см).

Однако нет правил без исключений, особенно во внесолнечной планетологии. И среди небольших планет встречаются океаниды, обогащенные летучими элементами, и среди «нептунов» попадаются тяжелые и плотные. Одним из таких нетипично плотных нептунов стал мини-нептун HD 119130 b.

Звезда HD 119130 попала на 17-ю наблюдательную площадку расширенной миссии K2, которую «Кеплер» наблюдал с 1 марта по 8 мая 2018 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом ~17 земных суток и глубиной 550 ppm. Для исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, звезда прошла стандартную процедуру валидации, в частности, были проведены снимки ее окрестностей на 3.5-метровом телескопе WIYN обсерватории Кит Пик и 8.2-метровом телескопе Субару, оснащенном системой адаптивной оптики. Было показано отсутствие звездных компаньонов далее 0.2 угловых секунд, чей блеск отличался бы от блеска HD 119130 менее чем на 6 звездных величин.

Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.

HD 119130 (EPIC 212628254) – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 114.3 ± 0.8 пк. Ее масса в пределах погрешностей равна солнечной, радиус превышает солнечный на 9 ± 3%. Звезда отличается зрелым возрастом в 6.8 ± 2.3 млрд. лет.

При радиусе 2.63 ± 0.11 радиусов Земли масса планеты HD 119130 b достигает 24.5 ± 4.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.4 ± 1.6 г/куб.см. Этот чрезвычайно плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.04) на среднем расстоянии 0.13 ± 0.01 а.е. и делает один оборот за 16.9841 ± 0.0008 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 795 +33/-28К.


Планета HD 119130 b (показана черным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Темно-серым цветом показан также плотный мини-нептун K2-66 b. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто каменных и чисто железных планет, пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет промежуточного состава.

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф неясной природы – возможно, вызванный еще одной планетой на широкой орбите. Вообще, небольшое количество замеров лучевой скорости звезды (всего 18) и их не слишком точное следование наилучшей кеплеровской кривой требуют дополнительных замеров на других спектрографах, что позволит как уточнить массу планеты b, так и определить общее строение этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.09242.pdf

 

 

25 декабря 2018
Измерены массы планет в системе GJ 9827
прямая ссылка на эту новость

GJ 9827 (K2-135, HIP 115752) – оранжевый карлик спектрального класса K6 V, удаленный от нас на ~30 пк, его светимость составляет ~12% солнечной. В 2017 году космический телескоп им. Кеплера обнаружил у него три транзитные планеты с орбитальными периодами 1.21, 3.65 и 6.2 земных суток и радиусами 1.64, 1.29 и 2.08 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал), вероятность ложного открытия оказалась меньше 2·10-6.

Поскольку с 2010 по 2016 год звезда GJ 9827 входила в список целей спектрографа PFS, установленного на 6.5-метровом телескопе Магеллана, исследователи подняли архивные данные о ее лучевой скорости и проанализировали их с учетом знания об орбитальных периодах планет. Им удалось оценить массу самой внутренней планеты b в 8.2 ± 1.5 масс Земли, а на массы остальных двух планет наложить верхние пределы в 7.6 и 11 масс Земли.

Наблюдения за этой интересной системой были продолжены. 24 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная уточнению параметров планет и системы в целом. Авторы уточнили расстояние до звезды с помощью данных «Гайи» и получили 41 дополнительный замер лучевой скорости с помощью спектрографа HARPS-N. В результате им удалось существенно уточнить массу внутренней планеты b, определить массу внешней планеты d, а на массу средней c получить верхний предел, более жесткий, чем раньше, и показать, что эта планета богата летучими веществами.

Теперь система GJ 9827 выглядит так.

Родительская звезда оказалась чуть ближе, чем считалось ранее – до нее 29.69 ± 0.05 пк. Масса и радиус звезды немного уменьшились и составляют теперь 0.606 ± 0.02 и 0.602 ± 0.005 солнечных масс и радиусов, соответственно. Содержание тяжелых элементов в составе GJ 9827 также уменьшилось – по текущим оценкам, их в 3 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды очень грубо оценивается в 10 млрд. лет (во всяком случае, он больше 5 млрд. лет). Несмотря на зрелый возраст и низкое содержание тяжелых элементов, GJ 9827 принадлежит тонкому диску Галактики.

Внутренняя планета GJ 9827 b, вращающаяся на расстоянии 6.72 звездных радиуса и делающая один оборот за 1.20898 земных суток, имеет массу 4.91 ± 0.49 масс Земли и радиус 1.58 ± 0.03 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 6.93 +0.82/-0.76 г/куб.см. Как мы видим, увеличение количества высокоточных замеров и учет звездной активности уменьшили ее массу почти вдвое относительно более ранних оценок! Средняя плотность планеты b совместима с железокаменным составом, если считать, что на железное ядро приходится около 25% массы планеты.

Средняя планета GJ 9827 c вращается на расстоянии 14 звездных радиусов и завершает оборот за 3.6481 земных суток, ее радиус – 1.241 ± 0.026 радиусов Земли. Массу планеты надежно измерить не удалось, авторы накладывают на нее верхний предел в 1.5 масс Земли. Поскольку при железокаменном составе масса GJ 9827 c должна быть близка к 1.9 масс Земли, авторы приходят к выводу, что планета c имеет сравнительно низкую плотность и существенно обогащена летучими элементами.

Внешняя планета GJ 9827 d вращается на расстоянии 20 звездных радиусов, ее орбитальный период – 6.2015 земных суток. При радиусе планеты в 2.02 ± 0.05 радиусов Земли ее масса составляет 4.04 ± 0.84 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.69 ± 0.58 г/куб.см. Планета также явно обогащена летучими элементами.


Планеты системы GJ 9827 (подписаны и обведены рамкой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Для сравнения показаны также Земля и Венера. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто каменных и чисто железных планет, а также планет промежуточного состава. Размытой серой полосой показан зазор на распределении планет по радиусам, соответствующий недостатку планет с радиусами 1.6-1.8 радиусов Земли.

Как мы видим, хотя большинство планет с радиусом меньше 1.6 радиусов Земли, имеют железокаменный состав, часть из них значительно обогащена летучими веществами (предположительно, водяным льдом) и представляют собой скорее горячие суперганимеды, чем планеты земного типа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.07302.pdf

 

 

21 декабря 2018
Qatar-7 b: раздутый гигант у богатой металлами F-звезды
прямая ссылка на эту новость

В первые же годы после начала открытия экзопланет стало ясно, что распространенность планет-гигантов положительно коррелирует с массой родительской звезды: чем выше ее масса, тем выше вероятность обнаружить рядом со нею планету-гигант. Это означает, что гиганты должны чаще встречаться у звезд главной последовательности спектральных классов A и F, нежели G, K и тем более M. Для звезд поздних спектральных классов (GKM) такая корреляция была продемонстрирована неоднократно, однако в случае более массивных звезд она еще нуждается в подтверждении.

Дело в том, что звезды спектральных классов A и раннего F слишком горячи и слишком быстро вращаются, поэтому в их спектрах отсутствуют четкие узкие линии, позволяющие с высокой точностью измерять лучевые скорости этих звезд. Трудности в точном измерении лучевых скоростей побуждают исследователей избегать AF-звезды при выборе целей RV-обзоров. Тем не менее, за последние годы некоторое количество планет-гигантов у AF-звезд было обнаружено наземными транзитными обзорами и «Кеплером».

17 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера Qatar-7 b у горячей и яркой F-звезды. Открытие было сделано Катарским экзопланетным обзором (QES), возглавляемом Калидом Алсубаи.

Обзор QES основан на фотометрических наблюдениях, проводимых четырьмя одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой 40 см (и дополнительно двумя телескопами поменьше – с апертурой 13.5 см и 20 см), наблюдающими площадку небесной сферы размером 11х11°. Телескопы установлены в обсерватории под Нью-Мексико, США. Звезду Qatar-7 наблюдали с октября 2012 по декабрь 2014 года. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа TRES. Всего было получено 14 замеров лучевой скорости звезды с погрешностью единичного замера 77-180 м/с. Такая низкая точность объясняется уширением спектральных линий в горячей фотосфере звезды, обусловленном ее быстрым вращением.

Qatar-7 – звезда главной последовательности спектрального класса F4 V, удаленная от нас на 725 ± 10 пк. Ее масса оценивается в 1.409 ± 0.026 солнечных масс, радиус – в 1.564 ± 0.021 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.66 раза превосходит солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст Qatar-7 составляет 1.0 ± 0.5 млрд. лет.

Масса планеты Qatar-7 b достигает 1.88 ± 0.25 масс Юпитера, радиус – 1.70 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.50 ± 0.07 г/куб.см, типичной для горячих юпитеров. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0352 ± 0.0002 а.е. (~4.84 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.03205 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 2053 ± 15К – она входит в 6% наиболее горячих планет.


Горячий гигант Qatar-7 b (отмечен красным цветом) на плоскости «радиус – температура». Видна явная положительная корреляция между размерами планет и их эффективной температурой.

Высокая скорость вращения звезды и «раздутость» планеты благоприятны для измерения наклона плоскости ее орбиты к экватору звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.05601.pdf

 

 

17 декабря 2018
HD 219666 b: горячий нептун с первого сектора TESS
прямая ссылка на эту новость

Космическая миссия TESS, запущенная на смену космическому телескопу им. Кеплера, продолжает радовать новыми открытиями. Сегодня был представлен новый транзитный горячий нептун у звезды HD 219666. Яркость родительской звезды (+9.9) дает надежду на дальнейшее изучение планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Миссия TESS включает в себя четыре телескопа с совокупным полем зрения 24х96°. Каждая полоса (ее называют сектором) наблюдается в течение ~27 суток, затем аппарат поворачивается для наблюдений новой полосы. За два года TESS проведет мониторинг 26 секторов, таким образом, покрыв наблюдениями всю небесную сферу.

Первый сектор наблюдался TESS с 25 июля по 22 августа 2018 года. Кривая блеска звезды HD 219666 продемонстрировала четыре транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. Для валидации транзитного кандидата и учета возможного загрязнения кривой блеска соседними фоновыми звездами авторы открытия подняли архивные снимки окрестностей HD 219666 и данные, полученные «Гайей». Как оказалось, на расстоянии менее 30 угловых секунд от целевой звезды нет источников, достаточно ярких, чтобы существенно загрязнить кривую блеска (а вклад тусклых источников не превышает 0.1%).

Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы применили метод лучевых скоростей. В период между 2 октября и 5 ноября 2018 года они получили 21 замер лучевой скорости HD 219666 с помощью спектрографа HARPS. Яркость родительской звезды и ее низкая хромосферная активность позволили делать замеры с высочайшей точностью (0.7-1.6 м/с для разных ночей).

Итак, HD 219666 (TOI-118) – звезда главной последовательности спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 94.43 ± 0.25 пк. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.89 солнечной. Звезда отличается древним возрастом в 10 ± 2 млрд. лет, и примерно солнечным содержанием тяжелых элементов.

Масса планеты HD 219666 b составляет 16.6 ± 1.3 масс Земли, радиус – 4.71 ± 0.17 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 0.87 ± 0.12 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0636 ± 0.0027 а.е. (~13.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.036 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 1073 ± 20К.


Планета HD 219666 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Сплошными цветными линиями показаны соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет смешанного состава. Подписаны планеты, близкие по массе к HD 219666 b.

Авторы рассчитали темпы потери водорода из атмосферы HD 219666 b и нашли, что в современную эпоху планета теряет ~0.06 масс Земли в миллиард лет. Иначе говоря, сейчас диссипация атмосферы не играет существенной роли в ее эволюции. Однако на ранних этапах существования этой системы, когда звезда была молода и активна, темпы потери массы могли быть гораздо выше.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.05881.pdf

 

 

10 декабря 2018
Kepler-1657 b: транзитная планета-гигант прохладнее Меркурия
прямая ссылка на эту новость

Хотя к настоящему времени наземные транзитные обзоры обнаружили более трех сотен планет-гигантов, в подавляющем большинстве это горячие юпитеры, чьи орбитальные периоды не превышают 10 земных суток. Транзитных планет с орбитальными периодами, превышающими 100 земных суток, известно очень мало, и все они открыты космическим телескопом им. Кеплера, который в рамках основной миссии с мая 2009 по май 2013 года почти непрерывно мониторил участок небесной сферы, получившей название Поле Кеплера. Транзитные кандидаты, обнаруженные «Кеплером», сначала проходили процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы, основанного на исключении астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). В дальнейшем исследователи пытались измерить массу у перспективных планет, измеряя лучевые скорости их родительских звезд с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. 30 ноября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы одной из таких планет – Kepler-1657 b.

Kepler-1657 (KOI-3680) – солнцеподобная звезда, чьи масса и радиус почти не отличаются от солнечных, а содержание тяжелых элементов превышает солнечное значение примерно в полтора раза. Звезда удалена от нас на 950 ± 25 пк и поэтому довольно тусклая – ее видимая звездная величина достигает +14.77. Несмотря на тусклость звезды, спектрограф SOPHIE смог зафиксировать колебания ее лучевой скорости, вызванные гравитационным влиянием планеты. Всего было получено 28 замеров с погрешностью единичного замера от 12 до 38 м/с ( в среднем около 20 м/с).

Масса планеты Kepler-1657 b достигает 1.93 ± 0.20 масс Юпитера, что при радиусе 0.99 ± 0.07 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.46 +0.42/-0.36 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по резко эллиптической орбите с большой полуосью 0.534 +0.012/-0.030 а.е. и эксцентриситетом 0.496 ± 0.031, и делает один оборот за 141.24167 ± 0.00009 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета орбиты расстояние между планетой и звездой меняется от 0.266 ± 0.014 а.е. в перицентре до 0.797 +0.032/-0.054 а.е. в апоцентре, т.е. в 3 раза.

Средняя эффективная температура Kepler-1657 b (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) составляет 347 ± 12К (74 ±12°С). Скорее всего, планета лишена облаков и выглядит небесно-голубой из-за рэлеевского рассеяния света в чистой водородно-гелиевой атмосфере. Ее температура в перицентре и апоцентре оценивается, в свою очередь, в 530 и 310К.


Планета Kepler-1657 b (показана красным ромбом) на плоскости «орбитальный период – масса» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой (отбирались только планеты, чья масса была измерена с точностью лучше 30%). Буквами показаны планеты: a – HD 80606 b, b – CoRoT-9 b, c – Kepler-420 b, d – Kepler-30 c, e – Kepler-87 b, f – Kepler-16 b, g – Kepler-34 b.


Планета Kepler-1657 b (показана красным ромбом) на плоскости «эффективная температура – средняя плотность». Показаны планеты с массой больше 0.15 масс Юпитера, чья средняя плотность определена с точностью лучше 50%. Зелеными точками для сравнения показаны Юпитер и Сатурн.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1811.09580.pdf

 

 

6 декабря 2018
WASP-190 b: горячий гигант с измеренным наклоном орбиты к оси вращения звезды
прямая ссылка на эту новость

Измерение эффекта Мак-Лафлина и доплеровская томография позволяют определить наклон орбиты планеты к оси вращения звезды, а значит – сделать выводы о динамической эволюции планетной системы. Эффект Мак-Лафлина состоит в изменении средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты, вызванном тем, что планета закрывает часть звездного диска, из-за вращения звезды или приближающуюся к нам, или удаляющуюся от нас. Доплеровская томография основана на изменении профиля линий звездного спектра во время транзита планеты. Этот второй метод сравнительно молод, он подходит и для горячих звезд с широкими линиями в спектре, для которых измерение лучевой скорости с высокой точностью затруднено.

15 ноября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего гиганта у яркой горячей звезды спектрального класса F6 IV. Планета была открыта наземным транзитным обзором SuperWASP и подтверждена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS.

Звезда WASP-190 удалена от нас на 549.5 ± 9.2 пк (расстояние вычислено по параллаксу, измеренному «Гайей» – 1.82 ± 0.03 угловых миллисекунд). По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.35 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.65 ± 0.08 звездных радиусов, светимость примерно вдвое превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 2.8 ± 0.4 млрд. лет.

Масса горячего гиганта WASP-190 b близка к массе Юпитера (1.0 ± 0.1 масс Юпитера), радиус составляет 1.15 ± 0.09 радиусов Юпитера, орбитальный период – 5.36775 земных суток. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0663 ± 0.0008 а.е. (~8.6 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1500 ± 50К. Для своей эффективной температуры планета сравнительно компактная.


Планета WASP-190 b (показана зеленым кружком с барами ошибок) на плоскости «эффективная температура – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет с массами от 0.6 до 4 масс Юпитера. Массы представленных планет отражены цветом (цветовая шкала расположена справа от графика). Видна хорошо заметная положительная корреляция между степенью нагрева и размером планет.

Авторы измерили эффект Мак-Лафлина с помощью спектрометра HARPS и сделали доплеровскую томографию звезды. Наклонение орбиты WASP-190 b к оси вращения звезды (точнее, его проекция на небесную сферу) составило 23 ± 12° первым методом и 21 ± 6° – вторым. Как мы видим, оба метода дают согласующиеся друг с другом значения, но доплеровская томография оказывается точнее.

Истинный наклон орбиты может быть и больше, чтобы его вычислить, необходимо узнать также наклон оси вращения звезды к лучу зрения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1811.05742.pdf

 

 

4 декабря 2018
HD 2685 b: горячий гигант у яркой F-звезды
прямая ссылка на эту новость

Транзитная миссия TESS, запущенная 18 апреля 2018 года и 25 июля приступившая к научным наблюдениям, приносит одно открытие за другим. В отличие от «Кеплера», большинство целевых звезд которого были достаточно тусклыми (14-16 звездной величины), TESS наблюдает яркие звезды, удобные для измерения массы планет методом лучевых скоростей и изучения свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии.

15 ноября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего юпитера у яркой F-звезды HD 2685. Транзитный кандидат был обнаружен на 1-м секторе TESS, который мониторился с 25 июля по 22 августа 2018 года. Всего наблюдалось семь транзитных событий.

Ширина одного пикселя на матрицах телескопов TESS составляет 21 угловую секунду, это довольно много. Чтобы провести валидацию транзитного кандидата, 25 сентября 2018 года исследователи провели съемку ближайших окрестностей HD 2685 на 4.1-метровом телескопе SOAR. На расстоянии свыше 0.2 угловых секунд от звезды никаких других звезд, способных имитировать транзитный сигнал, обнаружено не было.

Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CHIRON (11 замеров), FEROS (5 замеров) и CORALIE (14 замеров). Средняя погрешность каждого измерения составила ~30 м/с из-за высокой температуры фотосферы и быстрого вращения звезды.

Итак, HD 2685 – звезда спектрального класса F2 IV, удаленная от нас на 198.0 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.44 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.57 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 4.7 ± 0.2 раза превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 1.3 ± 0.1 млрд. лет.

При массе 1.18 ± 0.09 масс Юпитера радиус планеты HD 2685 b достигает 1.44 ± 0.01 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности около 0.53 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0568 ± 0.0003 а.е. (~7.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.12692 ± 0.00004 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 2061 ± 21К.

Система интересна тем, что HD 2685 – самая яркая звезда, имеющая транзитный горячий юпитер, ее видимая звездная величина +9.6. Ее быстрое вращение облегчает измерение эффекта Мак-Лафлина, амплитуда которого может достигать 92 м/с. Это позволит определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды и сделать выводы о том, как она оказалась на своей текущей орбите – в результате спокойной миграции в протопланетном диске или после эпизода планет-планетного рассеяния и скругления резко эксцентричной орбиты приливными силами.


Планета HD 2685 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 0.125, 0.25, 0.5, 1, 2, 4 и 8 г/куб.см. Сплошными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов без ядра (черная линия) и с ядром из тяжелых элементов массой в 100 масс Земли (серая линия).


Планета HD 2685 b (показана красным цветом) на плоскости «эффективная температура – радиус». Видно, что чем горячее планета, тем в среднем больше она раздута.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1811.05518.pdf

 

 

3 декабря 2018
WASP-166 b: планета из «пустыни субсатурнов»
прямая ссылка на эту новость

В Солнечной системе отсутствуют планеты с массами, промежуточными между массами Нептуна и Сатурна и с радиусами 5-9 радиусов Земли. Существующие модели планетообразования предсказывают, что таких планет будет достаточно мало. Область параметров, соответствующая планетам с промежуточными свойствами (переходная между нептунами и газовыми гигантами) получила название «пустыня субсатурнов».

Тем не менее, несколько планет из «пустыни субсатурнов» уже было открыто. Часть из них представляют собой легкие газовые гиганты, часть – тяжелые нептуны, есть и планеты с промежуточными свойствами. Пока не очень понятно, существует ли «пустыня субсатурнов» в реальности, или ее появление обусловлено несовершенством существующих теоретических моделей.

14 ноября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию самой маленькой транзитной планеты, обнаруженной обзором SuperWASP – раздутого горячего нептуна WASP-166 b. Планета попадает в пустыню субсатурнов и по массе, и по радиусу.

WASP-166 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 V, удаленная от нас на 113 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 1.18 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.23 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.8 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст WASP-166 составляет 2.1 ± 0.9 млрд. лет.

Транзитный кандидат у звезды WASP-166 был обнаружен еще в 2014 году. Для подтверждения планетной природы кандидата и измерения его массы авторы использовали метод лучевых скоростей. Однако из-за малой массы планеты 41 замера лучевой скорости родительской звезды, полученного спектрографом CORALIE, оказалось недостаточно, и к наблюдениям подключили «тяжелую артиллерию» – высокоточный спектрограф HARPS. Помимо измерения массы планеты замеры HARPS, полученные во время транзита, позволили уверенно зафиксировать эффект Мак-Лафлина и определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды.

Итак, при радиусе 0.63 ± 0.03 радиуса Юпитера масса планеты WASP-166 b составляет всего 0.102 ± 0.004 масс Юпитера (32.4 ± 1.3 масс Земли или 1.9 масс Нептуна), что приводит к средней плотности 0.53 ± 0.07 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0642 ± 0.0001 а.е. (~11.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.44353 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1270 ± 20К.

Как показал эффект Мак-Лафлина, орбита WASP-166 b лежит примерно в плоскости звездного экватора – наклонение λ = -3 ± 5°.

Планета WASP-166 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чья масса попадает в пустыню субсатурнов, а орбитальные периоды не превышают 10 суток. Цветом отражены эффективные температуры планет. Для сравнения буквой N показан также Нептун.

Рыхлость («воздушность») планеты и яркость родительской звезды (+9.36) делают ее прекрасной целью для изучения методами трансмиссионной спектроскопии. Авторы предлагают не ждать запуска телескопа им. Джеймса Вебба, а пронаблюдать транзиты WASP-166 b на «Хаббле», чтобы определить, чиста ли ее атмосфера или затянута высотной дымкой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1811.05292.pdf

 

 

28 ноября 2018
TESS открыл эксцентричный горячий сатурн у яркой звезды HD 1397
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры собрали богатый урожай горячих юпитеров у звезд главной последовательности, однако количество открытых транзитных планет у звезд-субгигантов остается малым. Это вызвано двумя причинами: из-за больших размеров звездного диска транзиты даже планет-гигантов оказываются мелкими и легко замываются турбулентной земной атмосферой, кроме того, наземные транзитные обзоры оптимизированы под поиск планет с орбитальными периодами 2-5 земных суток, а орбитальные периоды планет у звезд-субгигантов, как правило, превышают 10 суток. Обе проблемы легко решает космическая миссия TESS, пришедшая на смену «Кеплеру» – внеатмосферные наблюдения позволяют добиться огромной точности фотометрических замеров, а непрерывные наблюдения в течение 27.3 земных суток – находить транзитные планеты, более долгопериодические, чем типичные горячие юпитеры.

7 ноября 2018 года в Архиве электронных препринтов появились сразу две статьи, посвященные открытию планеты-гиганта у желтого субгиганта HD 1397. Планета была открыта двумя научными коллективами независимо, поэтому ее представленные параметры несколько отличаются. Свои данные представила группа чилийских астрономов под руководством Рафаэля Брама (Rafael Brahm) и женевская группа (первый автор Л.Д.Нильсен).

HD 1397 (HIP 1419, TOI-120) – G-звезда, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Чилийская группа оценила ее массу в 1.284 ± 0.02 солнечных масс, женевская – в 1.32 ± 0.04 солнечных масс, обе оценки согласуются друг с другом в пределах погрешностей. Еще лучше их согласие по поводу радиуса звезды – 2.31 ± 0.05 и 2.33 ± 0.05 солнечных радиусов, соответственно. Звезда удалена от нас на 79.31 ± 0.17 пк, ее видимая звездная величина +7.87. Возраст HD 1397 составляет, по мнению чилийцев, 4.7 ± 0.2 млрд. лет, и, по мнению женевцев – 4.52 ± 0.5 млрд. лет, т.е. тоже в прекрасном согласии друг с другом. Значительно различаются только оценки металличности: 0.04 ± 0.04 по мнению чилийцев и 0.27 ± 0.05 по мнению женевцев.

TESS наблюдал звезду HD 1397 в течение двух наблюдательных кампаний (первых двух секторов) – с 25 июля по 20 сентября 2018 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала глубокий и четкий транзитный сигнал, соответствующий планете-гиганту. Проверка планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проделано методом лучевых скоростей с помощью спектрометров CORALIE (женевцы) и FEROS и HARPS (чилийцы).

Оценки параметров планеты HD 1397 b уже отличаются у обеих групп. И если орбитальный период оказался определен достаточно точно – 11.536 земных суток, как и радиус планеты (1.021 ± 0.015 радиусов Юпитера по мнению чилийцев и 1.023 ± 0.026 радиусов Юпитера по мнению женевцев), то с остальными параметрами ситуация более сложная. Массу планеты чилийцы оценили в 0.335 ± 0.018 масс Юпитера, а женевцы – в 0.419 ± 0.024 масс Юпитера, эксцентриситет орбиты – в 0.21 ± 0.04 и 0.265 ± 0.023, соответственно. По всей видимости, для уточнения массы планеты и ее эксцентриситета понадобятся дополнительные замеры лучевой скорости звезды.

В оценках степени нагрева планеты обе группы снова сходятся – эффективная температура HD 1397 b составляет 1213 ± 17К по мнению чилийцев и 1228 ± 10К по мнению женевцев. Иначе говоря, перед нами – умеренно нагретый эксцентричный горячий сатурн.

Женевцы оценили среднюю плотность планеты в 0.486 ± 0.043 г/куб.см, чилийцы оценок плотности не приводили.


Планета HD 1397 b (показана фиолетовым кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Показаны только планеты, чья масса измерена с точностью лучше 20%.

Рыхлость планеты (шкала высот в ее атмосфере достигает 650 км) и яркость родительской звезды делают HD 1397 b прекрасной целью для изучения методами трансмиссионной спектроскопии. Также есть шанс зафиксировать вторичный минимум (уменьшение общего блеска системы при заходе планеты за звезду). На волнах 4.5 мкм (один из рабочих спектральных каналов «Спитцера») глубина вторичного минимума может достигать 127.3 ± 3.5 ppm. Регистрация вторичного минимума позволит уточнить эксцентриситет орбиты планеты и определить температуру ее дневного полушария.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1811.02156.pdf
https://arxiv.org/pdf/1811.01882.pdf

 

 

26 ноября 2018
KMT-2016-BLG-1397 b: массивная планета-гигант у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования способен открывать экзопланеты, недоступные всем другим методам – холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд. Однако у этого метода есть и важный недостаток – вырожденность решений. Это значит, что одну и ту же кривую блеска фоновой звезды способны описать несколько (как правило, четыре) различных решения для системы-линзы. Поэтому параметры планет, открытых с помощью гравитационного микролинзирования, часто известны с большими погрешностями.

Для типичных взаимных скоростей звезд в Галактике событие микролинзирования на одиночной звезде длится обычно около месяца (20-40 суток), так что для его уверенной регистрации достаточно снимать фотометрию фоновой звезды 1 раз в сутки. Однако поскольку продолжительность события микролинзирования пропорциональна корню квадратному из массы объекта-линзы, для регистрации планет требуется более высокая частота наблюдений – раз в час для нептунов и 4 раза в час для планет с массой, близкой к массе Земли.

Корейский микролинзовый обзор (The Korea Microlensing Telescope Network, KMTNet) основан на фотометрических наблюдениях, проводимых тремя одинаковыми 1.6-метровыми телескопами с полем зрения в 4 квадратных градуса, расположенными в Чили, ЮАР и Австралии. Обзор действует с 2015 года, и за это время корейские астрономы наблюдали около десятка событий микролинзирования, вызванных системами с планетами. Однако обычно первыми эти события замечали микролинзовые обзоры OGLE или MOA, и планета получала их имя.

26 октября 2018 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдению события микролинзирования KMT-2016-BLG-1397. Это событие наблюдали только корейцы. Двойственность линзы проявилась лишь как небольшое утолщение на симметричной колоколообразной кривой блеска фоновой звезды, поэтому о нем не объявили вовремя (чтобы к наблюдениям могли присоединиться и другие микролинзовые обзоры). Отношение масс компонент линзы составило q = 0.016 ± 0.002. Однако непосредственно сами массы пришлось оценивать с помощью Байесова анализа, применяя модель Галактики.

Согласно этому анализу, масса звезды-линзы составляет 0.45 +0.33/-0.28 солнечных масс, т.е. перед нами красный или оранжевый карлик. На расстоянии 5.1 +1.5/-1.7 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) расположена планета массой 7.0 +5.2/-4.3 масс Юпитера. Гигант явно находится далеко за снеговой линией своей звезды. Система удалена от нас на 6.6 +1.1/-1.3 кпк.

Планетные системы с таким высоким отношением массы планеты к массе звезды достаточно редки, однако не уникальны – к настоящему моменту известно двенадцать таких систем (массивных планет-гигантов у звезд красных карликов).

Возможно ли уточнить параметры KMT-2016-BLG-1397? Увы, для этого придется ждать два десятка лет. Звезда-источник и звезда-линза движутся друг относительно друга с угловой скоростью 4.2 ± 1.6 миллисекунд в год, а поскольку яркость звезды-линзы в 50-100 раз меньше звезды-источника, им понадобится разойтись не меньше, чем на 80 миллисекунд, чтобы их смог разрешить Кек или «Хаббл». Впрочем, ввод в строй телескопов следующего поколения (например, 30-метрового TMT) позволит проделать это гораздо раньше.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.10792.pdf

 

 

23 ноября 2018
Компактные многопланетные системы чаще встречаются у низкометалличных звезд
прямая ссылка на эту новость

Явная зависимость распространенности планет-гигантов (особенно горячих юпитеров) от металличности родительских звезд была обнаружена еще в первое десятилетие экзопланетных исследований. При этом аналогичной зависимости для небольших планет (нептунов и суперземель) найдено не было: небольшие планеты примерно одинаково часто встречались у звезд и с относительно высоким (выше солнечного), и с низким содержанием тяжелых элементов.

«Кеплер» обнаружил новый тип строения внесолнечных планетных систем – компактные плотно упакованные плоские системы, где орбиты четырех, пяти, а иногда и шести небольших планет оказывались глубоко внутри орбиты Меркурия. Интересно, что оба типа строения исключают друг друга – в компактных многопланетных системах нет горячих юпитеров, а у звезд, имеющих горячие юпитеры, нет компактных многопланетных систем. 23 октября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная изучению зависимости распространенности систем обоих типов от металличности родительских звезд. И если для планет-гигантов (и горячих, и «холодных») была подтверждена уже хорошо известная положительная корреляция – вероятность обнаружить планету-гигант тем выше, чем выше металличность родительской звезды, то для компактных многопланетных систем картина оказалась обратной – их распространенность остается примерно постоянной у звезд с металличностью от -0.3 до 0.4 и растет у звезд с меньшей металличностью.

Из Экзопланетного архива НАСА авторы отбирали звезды главной последовательности с точно измеренным содержанием различных химических элементов (C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Ni и др.) и хорошо определенными остальными параметрами. В результате было отобрано 716 звезд, возле которых вращалось 1148 планет. Далее авторы выделили из этого массива три типа систем: с «горячими» юпитерами, с «холодными» юпитерами и компактные многопланетные. Горячими юпитерами считались планеты с массой более 0.5 масс Юпитера или радиусом более 0.75 радиусов Юпитера, вращающиеся вокруг своих звезд ближе 0.3 а.е. Таких было выделено 104 штуки. «Холодными» юпитерами считались аналогичные планеты, вращающиеся дальше 0.3 а.е. – их оказалось 87. Компактными многопланетными считались системы с тремя или более планетами, расположенными ближе 1 а.е. – их нашлось 105. Только в одной системе (WASP-47) горячий юпитер соседствовал с другими планетами, расположенными ближе 1 а.е.

Сгладив получившиеся гистограммы, авторы получили следующие распределения:


Распространенность планетных систем различных типов (с «горячими» юпитерами, «холодными» юпитерами и компактных многопланетных) в зависимости от металличности родительских звезд. Оранжевой линией показана распространенность систем с «горячими» юпитерами, зеленой – систем с «холодными» юпитерами, синей – компактных многопланетных систем. Полутонами того же цвета показаны доверительные интервалы в 68% и 95% (т.е. 1 и 2 сигма).

Обращает на себя внимание резкий рост распространенности компактных многопланетных систем у звезд с низкой металличностью (менее -0.3). Эти звезды, как правило, имеют древний возраст и населяют толстый диск. Хорошим примером древней компактной многопланетной системы является Kepler-444, включающая в себя пять транзитных планет, причем все из них по размерам меньше Земли).

Авторы отмечают, что сосредоточенность наблюдательных программ по поиску экзопланет на звездах с высокой металличностью неизбежно приводит к недооценке количества планет у звезд с низким содержанием тяжелых элементов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.10009.pdf

 

 

19 ноября 2018
Пересмотрены параметры системы эпсилон Эридана
прямая ссылка на эту новость

Эпсилон Эридана – десятая звезда в списке ближайших к Солнцу, она удалена от нас всего на 3.216 ± 0.0015 пк. Это молодой оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чей возраст, по разным оценкам, составляет 200-800 млн. лет. Звезда окружена осколочным пылевым диском сложной структуры; в целом система эпсилон Эридана является хорошим аналогом Солнечной системы на ранних стадиях эволюции.

В 2000 году рядом с эпсилон Эридана методом измерения лучевых скоростей была открыта планета-гигант с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера, орбитальным периодом ~6.9 земных лет и орбитальным эксцентриситетом 0.6-0.7. Многие планетологи тогда отнеслись к открытию скептически – планета на такой эксцентричной орбите неизбежно внесла бы возмущения в регулярную картинку пылевого диска, состоящего из двух или трех отдельных колец с широкими промежутками между ними. Исходя из этого, они сочли, что колебания лучевой скорости эпсилон Эридана вызваны ее собственной активностью, а планеты с заявленными параметрами не существует.

31 октября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению строения системы эпсилон Эридана. Авторы объединили замеры лучевой скорости этой звезды, полученные на протяжении 30 лет, а также провели глубокую съемку ее окрестностей с помощью инфракрасной камеры NIRC2, установленной на 10-метровом телескопе Кек II. Съемка велась в лучах с длиной волны 4.67 мкм. Применение коронографа со специальной фазовой маской позволило приблизить разрешение телескопа к дифракционному пределу, составляющему 0.1 угловых секунд. Это позволило прозондировать окрестности звезды на расстоянии 1-5 а.е. от нее. Однако никакого инфракрасного источника, которого можно было отождествить с планетой, обнаружить не удалось.

Измерения лучевой скорости эпсилон Эридана демонстрируют наличие колебаний с периодом 7.37 ± 0.08 земных лет. Продолжительность наблюдений позволила охватить более четырех циклов. Колебания резким пиком выделяются на периодиограмме и легко заметны глазу, при этом они не коррелируют ни с какими признаками звездной активности. Считая, что эти колебания вызваны планетой (а вероятность решения с планетой в 246 раз выше вероятности решения без планеты), можно оценить ее параметры: минимальная масса (параметр m sin i) составляет 0.78 +0.38/-0.12 масс Юпитера, большая полуось орбиты 3.48 ± 0.02 а.е. Эксцентриситет орбиты согласно новым данным составляет всего 0.07 ± 0.06, т.е. орбита близка к круговой.

Однако минимальная масса в общем случае не равна истинной, а в случае малых наклонений орбиты может в несколько (а то и в несколько десятков) раз отличаться от нее. Чтобы ограничить массу планеты не только снизу, но и сверху, исследователи воспользовались фактом ее не обнаружения на глубоких инфракрасных снимках. Молодая планета-гигант должна излучать в инфракрасном диапазоне, и если ее излучение не обнаружено, значит, ее масса меньше некоторого предела, определяемого моделями эволюции планет-гигантов.

Авторы статьи нашли, что для возможного возраста системы в 200, 400 и 800 млн. лет верхние пределы на массу планеты эпсилон Эридана b для расстояния 3 а.е. от звезды составляют 0.8, 1.7 и 5 масс Юпитера, соответственно. Это фактически исключает возраст 200 млн. лет – такая молодая планета была бы достаточно горяча, чтобы проявиться на снимках Кека, даже имея истинную массу, равную минимальной.

С учетом полученных ограничений авторы оценили наклонение орбиты планеты b в 89 ± 42°, а ее истинную массу – в 1.19 ± 0.12 масс Юпитера. Новые параметры планеты хорошо согласуются с наблюдаемой картиной пылевого диска вокруг эпсилон Эридана.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.03794.pdf

 

 

15 ноября 2018
Открыта холодная суперземля у звезды Барнарда!
прямая ссылка на эту новость

Звезда Барнарда (GJ 699, HIP 87937) – второй по удаленности красный карлик (после Проксимы Центавра) и четвертая звезда в списке ближайших к Солнцу звезд. У нее самое большое собственное движение – 10.3 угловых секунд в год, за что ее иногда еще называют Летящей. Благодаря близости к Солнцу звезда Барнарда хорошо изучена. Интенсивные поиски планет рядом с ней велись еще в середине XX века Ван де Кампом, однако неудачно (астроном заявлял об открытии трех планет, но ни одна из них впоследствии не подтвердилась). Дальнейшие попытки обнаружить у Барнарды планетную систему предпринимались неоднократно, но всегда терпели неудачу. И вот 15 ноября 2018 года сразу два независимых научных коллектива объявило об открытии у Летящей небольшой планеты с периодом около 233 суток.

Звезда Барнарда удалена от нас на 1.8267 ± 0.001 пк. Ее масса оценивается в 0.163 ± 0.022 солнечных масс, радиус – в 0.178 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.329 ± 0.019% от светимости Солнца (т.е. 1/304). Низкая рентгеновская светимость, низкая скорость вращения вокруг своей оси и сравнительно низкий уровень хромосферной активности говорят о зрелом возрасте в 7-10 млрд. лет. Кинематически звезда Барнарда относится к толстому диску. Сейчас она приближается к нам со скоростью 110.8 км/с, через ~9.8 тыс. лет она пролетит мимо Солнца на расстоянии ~1.2 пк.

Лучевая скорость звезды Барнарда мониторится уже более 20 лет, особенно интенсивно – с 2015 года. Всего было получен 771(!) замер с погрешностью от 0.9 до 1.8 м/с. Богатый набор данных позволил уверенно выделить когерентный RV-сигнал, наведенный планетой, хотя его полуамплитуда составила только 1.20 ± 0.12 м/с.

Минимальная масса планеты GJ 699 b оценивается в 3.23 ± 0.44 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом 0.32 +0.10/-0.15, и делает один оборот за 232.8 ± 0.4 земных суток. Планета находится за снеговой линией звезды Барнарда и в настоящее время получает в 49.3 раза меньше энергии, чем получает Земля от Солнца. Иначе говоря, ее температурный режим оказывается промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Кроме того, лучевая скорость звезды Барнарда демонстрирует дополнительный линейный дрейф неизвестной природы. Возможно, он является проявлением длинного магнитного цикла звезды, аналогичного солнечным циклам, но возможно, что его вызывает сравнительно массивная планета (с массой больше 15 масс Земли) на орбите с большой полуосью свыше 4 а.е.


Замеры лучевой скорости звезды Барнарда, наложенные на фазовую кривую планеты с 232.8-суточным периодом. Огромный массив данных (771 замер) позволил выявить когерентные колебания, вызванные планетой, на фоне шумов различной природы.

Опираясь на анализ 771 замера лучевой скорости, авторы исключили наличие у Барнарды планет с минимальной массой больше 0.7 и 1.2 масс Земли на орбитах с периодом короче 10 и 40 земных суток, соответственно (что примерно соответствует обитаемой зоне).

Из-за близости к Солнцу в квадратурах планета GJ 699 b может отходить от своей звезды на 0.22 угловых секунд, что делает ее прекрасной целью для крупнейших современных телескопов. Возможно, уже в следующем десятилетии мы увидим эту планету на снимках.

Во второй статье анализировалась возможность подтвердить планету GJ 699 b с помощью астрометрии. Планета с массой 3.24 ± 0.44 масс Земли будет наводить на звезду Барнарда колебания с полуамплитудой (13.3 ± 1.3)·10-3 угловых секунд (ее движение по небесной сфере будет не прямым, а волнообразным даже после учета параллакса). Эта величина слишком мала, чтобы быть измеренной современными телескопами – как наземными, так и космическими. Например, точность определения координат звезды Барнарда с помощью «Гайи» оценивается в 0.1 угловых секунд, а с помощью третьей широкоугольной камеры «Хаббла» (WFC3) – в 0.03 угловых секунд. Однако 3.24 масс Земли – не истинная масса планеты GJ 699 b, а только минимальная, или проективная (т.е. параметр m sin i, где i – наклонение ее орбиты, пока неизвестное). Если наклонение орбиты мало, истинная масса может значительно превышать минимальную. Если наклонение орбиты планеты окажется меньше 24.2°, ее истинная масса превысит 7.9 масс Земли, и ее сможет обнаружить «Хаббл». Если же наклонение орбиты окажется меньше 7.5°, истинная масса планеты превысит 24.3 масс Земли, и ее сможет зафиксировать также и «Гайя». В случае неудачи на массу планеты будут наложены верхние пределы. Наконец, массу GJ 699 b гарантированно сможет измерить миссия WFIRST, чей запуск ожидается в середине следующего десятилетия.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1811/1811.05955.pdf
https://arxiv.org/pdf/1811.05920.pdf

 

 

10 ноября 2018
Небольшие планеты у близких красных карликов GJ 3779 и GJ 1265
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики составляют ~70% звезд Галактики. По данным, полученным как космическим телескопом им. Кеплера, так и наземными обзорами, ведущими поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, на каждый красный карлик в среднем приходится не меньше двух планет, причем в подавляющем большинстве случаев это небольшие планеты (нептуны, суперземли и аналоги планет земного типа). Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики являются привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет.

Обзор CARMENES занимается поиском планет у красных карликов методом измерения лучевых скоростей с января 2016 года. Он ведет наблюдения с помощью 3.5-метрового телескопа обсерватории Калар Альто (Испания). Спектры целевых звезд снимаются в двух спектральных диапазонах – 0.52-0.96 мкм (условно, видимый) и 0.96-1.71 мкм (ближний инфракрасный).

18 октября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у близких красных карликов GJ 3779 и GJ 1265. В течение 820 суток было получено 104 замера лучевой скорости GJ 3779 со средней погрешностью 1.7 м/с, а в период 782 суток – 87 замеров лучевой скорости GJ 1265 со средней погрешностью 1.8 м/с. Для замеров использовался только визуальный (коротковолновый) канал.

У обеих звезд были обнаружены хорошо заметные колебания лучевой скорости, не связанные ни с какими признаками внутренней звездной активности. Проанализировав и исключив другие возможности, авторы пришли к выводу, что эти колебания вызываются планетами.

GJ 3779 (Ross 1020) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 13.75 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.27 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.28 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 115 раз меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и большому периоду вращения (95 ± 5 земных суток) звезда отличается зрелым возрастом.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 3779 b оценивается в 8.0 ± 0.5 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.026 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.05, и делает один оборот за 3.0232 ± 0.0013 земных суток. Этот мини-нептун оказывается немного горячее Меркурия.
Транзитов GJ 3779 b не обнаружено.

GJ 1265 (LP 819-052, LHS 3776) – еще один красный карлик спектрального класса M4.5 V, удаленный от нас на 10.255 ± 0.007 пк. Его масса составляет 0.178 ± 0.018 солнечных масс, радиус – 0.192 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость в 275 раз меньше светимости Солнца.

Минимальная масса GJ 1265 b оценивается в 7.4 ± 0.5 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на том же расстоянии (0.026 ± 0.001 а.е.), но с еще меньшим эксцентриситетом (0.04 ± 0.04), и делает один оборот за 3.6511 ± 0.0012 земных суток. Из-за меньшей светимости звезды температурный режим GJ 1265 b оказывается еще более умеренным – он является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.
Планета GJ 1265 b также не транзитная.

Авторы отмечают, что к настоящему моменту методом лучевых скоростей измерены массы планет только в 18 системах красных карликов + в системе TRAPPIST-1 массы измерены методом тайминга транзитов. Планеты малых масс (1-2 массы Земли) преимущественно входят в состав многопланетных систем.


Небольшие планеты у звезд красных карликов на плоскости «масса – орбитальный период». Слева – только у звезд спектральных классов M3 V – M9.5 V, справа – у всех красных карликов. Кружками показаны одиночные планеты, треугольниками – планеты из многопланетных систем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.07572.pdf

 

 

6 ноября 2018
K2-140 b и K2-180 b: горячий юпитер и очень теплый мини-нептун
прямая ссылка на эту новость

Хотя космический телескоп им Кеплера завершил свою миссию, данные, им полученные, будут анализироваться еще много лет, радуя нас новыми открытиями.

12 октября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс двух планет, обнаруженных в рамках расширенной миссии K2: K2-140 b и K2-180 b. Обе планеты были представлены как надежные транзитные кандидаты в 2016 году, в 2018 году прошли процедуру валидации (статистического подтверждения), теперь же их массы были измерены методом лучевых скоростей. Тем самым K2-140 b и K2-180 b пополнили собой список планет, для которых известна и масса, и радиус.

K2-140 (EPIC 228735255) – солнцеподобная звезда спектрального класса G6 V, удаленная от нас на 351 ± 15 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.06 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость близка к солнечной. Звезда отличается солидным возрастом, достигающим 9.8 +3.4/-4.6 млрд. лет. Почти наверняка (вероятность ~99%) она входит в состав тонкого диска.

K2-140 b – типичный умеренно нагретый горячий юпитер. При радиусе 1.21 ± 0.09 радиусов Юпитера его масса составляет 0.93 ± 0.04 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.66 ± 0.18 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.068 ± 0.001 а.е. (~14.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.56919 ± 0.00003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 962 ± 28К (в предположении альбедо, равного 0.3, и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

K2-180 (EPIC 211319617) – еще одна зрелая звезда: ее возраст достигает 9.5 +4.0/-5.6 млрд. лет. В отличие от K2-140, она с вероятностью ~73% принадлежит толстому диску. Ее масса оценивается в 0.71 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.69 ± 0.02 солнечных радиусов. Звезда отличается резко пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 4.5 раз меньше, чем в составе Солнца. K2-180 удалена от нас на 205 ± 5 пк.

При радиусе 2.2 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты K2-180 b достигает 11.3 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ± 1.9 г/куб.см – это один из самых плотных мини-нептунов, известных людям. В отсутствии водородно-гелиевой атмосферы планета должна на 60% состоять из силикатов и на 40% – из воды, наличие атмосферы из легких газов делает долю каменных пород еще выше. K2-180 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.075 ± 0.001 а.е. (~22 звездных радиуса), ее орбитальный период – 8.8665 ± 0.0003 земных суток, эффективная температура – 729 ± 49К.


Планеты K2-140 b (слева) и K2-180 b (справа) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Слева: цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов с ядром из тяжелых элементов массой 0, 10, 25, 50 и 100 масс Земли. Справа: цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из чистого железа, чисто каменных и чисто водных, а также промежуточного состава (50/50).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.04601.pdf

 

 

4 ноября 2018
«Кеплер», R.I.P.
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера полностью исчерпал запасы топлива на борту, и НАСА приняло решение его выключить. Уже получив данные телеметрии, что гидразин на исходе, операторы миссии сумели развернуть аппарат главной антенной в сторону Земли и передать научные данные, полученные во время последней, 19-й наблюдательной кампании, которая продлилась только 27 суток.

«Кеплер» стал эпохальной миссией, перевернувшей наши представления о внесолнечных планетных системах. Данные, полученные этим телескопом, позволили сделать первые надежные статистические оценки распространенности планет различных типов в Галактике. Было показано, что от 20 до 50% звезд имеют планеты земного типа в обитаемой зоне, и что количество планет быстро растет по мере уменьшения их радиуса. Большинство планет, обнаруженных «Кеплером», имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна – планет этого типа в Солнечной системе нет. Также были обнаружены многочисленные компактные плотно упакованные многопланетные системы, по сравнению с которыми Солнечная система выглядит пустынной и рыхлой, планеты, вращающиеся вокруг пары звезд как целого, и первый надежный кандидат в экзоспутник.

Полное количество звезд, которые «Кеплер» наблюдал в рамках основной и расширенной миссий, превысило 530 тысяч. Обнаружены 2662 планеты, полное количество транзитных кандидатов «Кеплера» превысило 4.7 тысяч.

Информация получена: https://www.nasa.gov/press-release/nasa-retires-kepler-space-telescope-passes-planet-hunting-torch

 

 

31 октября 2018
Третья планета TESS: транзитный горячий юпитер HD 202772A b
прямая ссылка на эту новость

Космическая транзитная миссия TESS, пришедшая на смену космическому телескопу им. Кеплера, предназначена для поиска транзитных планет у сравнительно близких и ярких звезд (ярче +10 видимой звездной величины). Яркость родительских звезд позволяет проводить дополнительное изучение вновь открытых транзитных планет, в том числе измерять их массу методом лучевых скоростей. Ожидалось, что первой планетой TESS станет горячий юпитер (планеты этого типа легче всего обнаружить), однако HD 202772A b оказался третьим в списке новых открытий.

Звезда HD 202772 попала на 1-й наблюдательный сектор TESS, который мониторился с 25 июля по 22 августа 2018 года. Фотометрия звезды снималась каждые 2 минуты. Кривая блеска HD 202772 продемонстрировала глубокий и четкий транзитный сигнал, соответствующий планете-гиганту. Для уточнения планетной природы транзитного сигнала звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, масса планеты была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CHIRON, HARPS и TRES.

HD 202772 (TOI-123) – визуально-двойная звезда, состоящая из двух компонентов, разделенных угловым расстоянием 1.3 угловых секунд (~200 а.е. в проекции на небесную сферу). Планета вращается вокруг главного компонента пары. Это яркая звезда спектрального класса F8, чья масса оценивается в 1.70 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 2.61 ± 0.11 солнечных радиусов, а светимость в 9.25 ± 0.6 раз превышает солнечную. По всей видимости, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 1.80 ± 0.43 млрд. лет.

Вторым компонентом является звезда HD 202772B спектрального класса F9/G0 массой ~1.21 солнечных масс и радиусом ~1.16 солнечных радиусов. Судя по общему собственному движению, звезды являются физически связанными.

При массе 1.01 ± 0.08 масс Юпитера радиус планеты HD 202772A b достигает 1.56 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.330 +0.046/-0.036 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0519 ± 0.0012 а.е. (~4.27 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.30896 ± 0.00008 земных суток. Ее «раздутость» объясняется высокой температурой, составляющей 2132 ± 37К.


Планета HD 202772A b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Пунктирными серыми линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.5 и 2 г/куб.см, сплошными черной и серой линиями – модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов без ядра и с ядром из тяжелых элементов массой 100 масс Земли. Видно, что из-за высокой температуры HD 202772A b является сильно «раздутой».

Авторы открытия замечают, что амплитуда эффекта Мак-Лафлина во время транзита HD 202772A b может достигать 10 м/с – величины, более чем доступной современным спектрографам. Измерение этого эффекта поможет определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды и уточнить, как образовался этот горячий юпитер – путем спокойной миграции в протопланетном диске (и тогда плоскость орбиты будет близка к плоскости экватора звезды) или по механизму Козаи-Лидова (переход планеты на резко эксцентричную орбиту и ее дальнейшее скругление приливными силами). В этом последнем случае орбита планеты может оказаться резко наклоненной, полярной и даже ретроградной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1810.02341.pdf

 

 

30 октября 2018
Существенно уточнены параметры системы OGLE-2012-BLG-0950L
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать экзопланеты, недоступные всем остальным методам – маломассивные холодные планеты, расположенные за снеговой линией. Однако из вида кривой блеска звезды-источника можно определить отношение масс планеты и звезды q, но не сами эти массы. Чаще всего для оценки физических параметров системы-линзы используется модель Галактики (Байесов анализ), а сами оценки получаются с огромными погрешностями.

Однако через несколько лет после наблюдения события микролинзирования звезда-источник и звезда-линза расходятся на небесной сфере достаточно далеко, чтобы их можно было наблюдать раздельно с помощью крупнейших наземных телескопов, снабженных системой адаптивной оптики, или же космическим телескопом им. Хаббла. И даже если дифракционные пятна от двух звезд еще сливаются в одно пятно, в случае явно разных температур обеих звезд можно измерить угловое расстояние между ними, измеряя сдвиг центра пятна при наблюдениях в лучах с разной длиной волны. Это, в свою очередь, позволяет определить параметры звезды-линзы, а через известное отношение масс q – и параметры планеты.


Как разрешали с помощью «Хаббла» звезду-источник и звезду-линзу.

Именно это и было проделано с системой OGLE-2012-BLG-0950L, представленной в 2016 году. 22 мая 2018 года звезду OGLE-2012-BLG-0950 (в которой слились пока не разрешенные звезда-источник и звезда-линза) наблюдал «Хаббл» в полосах F814W и F555W (эквивалентных спектральным полосам I и V). Примерно в то же время звезду наблюдали на Кеке в инфракрасной полосе Ks. Анализ данных позволил измерить как угловое расстояние между звездой-источником и звездой-линзой – оно оказалось равным 34 угловым миллисекундам – так и звездные величины каждого из компонентов. Все это позволило существенно (в несколько раз) уточнить параметры системы-линзы.

Масса звезды OGLE-2012-BLG-0950L теперь оценивается в 0.58 ± 0.04 солнечных масс против 0.56 ± 0.16 солнечных масс в 2016 году, расстояние до звезды – 2190 ± 230 пк против 3000 ± 1100 пк в 2016 году. Расстояние между звездой и планетой (в проекции на небесную сферу) теперь составляет 2.54 ± 0.23 а.е., масса планеты – 39 ± 8 масс Земли. Таким образом, авторы исследования подтвердили вывод о тяжелом нептуне, вращающимся вокруг далекого красного карлика за снеговой линией, но существенно уточнили его параметры.

Масса планеты OGLE-2012-BLG-0950L b попадает в т.н. «пустыню субсатурнов» – область масс, где теория планетообразования предсказывает дефицит планет. Авторы статьи пишут, что статистика планет, открытых с помощью гравитационного микролинзирования, не подтверждает наличие «пустыни субсатурнов» – по крайней мере, это касается холодных планет, находящихся за снеговой линией.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.02654.pdf

 

 

29 октября 2018
KMT-2017-BLG-0165L b: тяжелый нептун за снеговой линией
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет находить планеты, недоступные всем остальным методам – небольшие холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд и даже свободно плавающие планеты, выброшенные из родительских систем.

6 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию KMT-2017-BLG-0165L b – субсатурна (или тяжелого нептуна) у оранжевого карлика, расположенного за снеговой линией. Планета была открыта корейским микролинзовым обзором KMT, ведущим наблюдения южного неба одинаковыми 1.6-метровыми телескопами, расположенными в Сьерра-Тололо (Чили), в Южно-Африканской астрофизической обсерватории (ЮАР) и в обсерватории Сайдинг Спринг (Австралия). Разнесенность обсерваторий примерно на 120° по долготе позволяет снимать фотометрию избранного участка неба с периодичностью раз в 8 часов.

Событие микролинзирования KMT-2017-BLG-0165 было анонсировано 25 февраля 2017 года. Сначала оно выглядело как типичное событие на одиночной звезде, но 5-8 апреля на нем появилась особенность, свидетельствующая о двойственности линзы с низким отношением масс компонент q = 1.3·10-4, т.е. о системе «звезда + планета».

Точно измерить физические параметры системы-линзы авторам не удалось, для оценок они воспользовались моделью Галактики. Они нашли, что масса звезды KMT-2017-BLG-0165L составляет 0.76 +0.34/-0.27 солнечных масс, т.е. перед нами оранжевый карлик (или, возможно, желтый или ранний красный). Массу планеты оценили в 34 +15/-12 масс Земли. В момент события микролинзирования она находилась от своей звезды на расстоянии 3.45 ± 0.98 а.е. (в проекции на небесную сферу). Система-линза удалена от нас на 4.5 ± 1 кпк – это означает, что она находится в галактическом диске.

Температурный режим KMT-2017-BLG-0165L b – средний между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Авторы статьи подробно обсуждают распределение планет, обнаруженных методом гравитационного микролинзирования, по параметру q (отношение масс планеты и звезды). Они приходят к выводу, что существует «излом» в распределении при q = 0.56·10-4, ниже которого количество планет резко падает. Впрочем, другие авторы приводят другую величину «излома» или вовсе его отрицают, ссылаясь на падение эффективности обнаружения планет малых масс. По всей видимости, ясность здесь появится в будущем вместе с накоплением статистики.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01288.pdf

 

 

24 октября 2018
Эксцентричный очень теплый сатурн EPIC 249451861 b
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры оптимизированы под поиск горячих юпитеров, т.е. планет с орбитальными периодами короче 10 суток. По этой причине (а также потому, что геометрическая вероятность транзитной конфигурации уменьшается обратно пропорционально расстоянию до звезды) из двух с половиной сотен транзитных планет-гигантов, обнаруженных наземными транзитными обзорами, только у пяти орбитальный период превышает 10 земных суток.

Однако «Кеплер» обнаружил десятки транзитных планет-гигантов с величиной большой полуоси орбиты 0.1-1 а.е. К сожалению, как правило, эти планеты вращаются вокруг тусклых звезд, что сильно затрудняет их дальнейшее изучение.

25 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию эксцентричного очень теплого сатурна EPIC 249451861 b. Планета была открыта «Кеплером» в рамках 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2 и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и FEROS. Тем самым пополнился список экзопланет, для которых известны и радиус, и масса.

EPIC 249451861 (TYC 6196-185-1) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 159.0 ± 1.3 пк. Ее масса оценивается в 1.036 ± 0.033 солнечных масс, радиус – в 1.083 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость на ~9% превосходит солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст EPIC 249451861 составляет 5.6 ± 1.6 млрд. лет.

Кривая блеска EPIC 249451861 демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 14.89329 ± 0.00003 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.847 ± 0.013 радиусов Юпитера. «Кеплер» зафиксировал шесть проходов планеты по диску своей звезды, также транзиты EPIC 249451861 b наблюдались наземными телескопами CHAT и LCOGT.

Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы было получено 52 замера лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа FEROS и 25 – с помощью спектрографа HARPS. Масса EPIC 249451861 b оказалась равной 0.315 ± 0.027 масс Юпитера. Основные физические параметры планеты (масса и радиус) очень близки к аналогичным параметрам Сатурна. Однако ее орбита оказалась резко эксцентричной – ее эксцентриситет достигает 0.478 ± 0.026. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.063 а.е. в перицентре до 0.178 а.е. в апоцентре, т.е. 2.8 раза. Эффективную температуру EPIC 249451861 b оценили в 808 ± 8К. Это достаточно умеренная температура, при которой планеты еще не испытывают «раздувание».

Сравнение параметров планеты с моделями строения планет-гигантов привело авторов к выводу, что у EPIC 249451861 b есть ядро из тяжелых элементов, чья масса достигает 31 ± 4 масс Земли.


Планета EPIC 249451861 b (показана стрелкой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Серые пунктирные линии представляют собой линии равной плотности в 0.3, 3 и 30 г/куб.см. Сплошной черной линией показано соотношение масса-радиус для модели планеты-гиганта с ядром массой 10 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.08879.pdf

 

 

22 октября 2018
TESS открывает землеразмерную планету у близкого красного карлика LHS 3844
прямая ссылка на эту новость

Миссия TESS, запущенная 18 апреля 2018 года, предназначена для поиска экзопланет транзитным методом. Она включает в себя четыре небольших телескопа-рефрактора, каждый апертурой 10 см, оснащенных CCD-камерами, чувствительными в диапазоне 600-1000 нм (оранжевые, красные и инфракрасные лучи). Поле зрения каждого телескопа имеет ширину в 24°, общая площадь, обозреваемая четырьмя телескопами одновременно, достигает 2300 квадратных градусов. Каждая наблюдательная площадка мониторится в течение 27.4 суток (два оборота спутника вокруг Земли), затем спутник поворачивается для наблюдения нового поля. За 2 года планируется покрыть наблюдениями всю небесную сферу.

TESS ведет научные наблюдения с 25 июля, и уже получены первые многообещающие результаты. Среди целевых звезд TESS – не только солнцеподобные звезды, но и красные карлики, удобные тем, что из-за малого размера звездных дисков рядом с ними легче обнаружить планеты размером с Землю. Одна из таких планет была представлена 20 сентября 2018 года.

LHS 3844 (TOI-136) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 14.89 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.151 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.189 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.272 ± 0.004% от светимости Солнца.

TESS мониторил участок небесной сферы, где находится LHS 3844, с 25 июля по 22 августа 2018 года. Кривая блеска звезды показала четкий транзитный сигнал с периодом всего 11.1 часов и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.32 ± 0.02 радиуса Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (в частности, средняя плотность звезды, оцененная согласно параметрам транзитов, почти совпала со средней плотностью, определенной из спектральных наблюдений – это говорит о том, что транзитная планета вращается именно вокруг этой звезды). Масса планеты не превышает 0.96 масс Юпитера, скорее всего, она гораздо меньше – около 2.8 масс Земли, если считать планету железокаменной.

Несмотря на очень короткий орбитальный период, планета LHS 3844 b нагрета весьма умеренно – до 805 ± 20К.

Из-за близости к Солнцу звезда LHS 3844 достаточно яркая, чтобы можно было бы попробовать измерить массу планеты методом лучевых скоростей. При массе планеты ~2.8 масс Земли она будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~8 м/с. Скорее всего, масса LHS 3844 b будет измерена в ближайшем будущем (и, таким образом, определена ее средняя плотность и химический состав).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.07242.pdf

 

 

18 октября 2018
K2-265A b: транзитная суперземля в двойной системе
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 4 тысяч транзитных кандидатов, причем подавляющее большинство из них имеют радиусы менее 4 радиусов Земли. При этом кандидаты, обнаруженные в рамках основной миссии, как правило, вращаются вокруг тусклых звезд (+14 – +16 звездных величин), что затрудняет определение их масс методом лучевых скоростей. Однако в рамках расширенной миссии K2 «Кеплер» наблюдает в среднем более яркие звезды. И хотя за неполные 19 наблюдательных кампаний K2 получена высококачественная фотометрия примерно 20 тысяч звезд против ~200 тысяч, измеренных во время основной миссии, транзитные кандидаты, обнаруженные во время расширенной миссии, несравненно более удобны для дальнейшего изучения.

25 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы суперземли K2-265A b. Транзитный кандидат EPIC 206011496 b был обнаружен во время 3-й наблюдательной кампании, проходившей с ноября 2014 по январь 2015 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы транзитного кандидата). В частности, были получены инфракрасные снимки окрестностей звезды с помощью камеры NIRC2 на Кеке и обнаружен звездный компаньон на 8.12 звездных величин слабее (в лучах с длиной волны 2.169 мкм). Общее собственное движение свидетельствует о том, что звезды образуют физически связанную пару. Для измерения массы планеты было сделано 153 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS.

Итак, K2-265A (EPIC 206011496) – звезда главной последовательности позднего спектрального класса G, удаленная от нас на 139 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 0.915 ± 0.017 солнечных масс, радиус – в 0.977 ± 0.053 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 77% от светимости Солнца. На расстоянии 0.979 ± 0.005 угловых секунд (~136 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон K2-265B спектрального класса M2 V.

Масса планеты K2-265A b оценивается в 6.54 ± 0.84 масс Земли, что при радиусе 1.71 ± 0.11 радиусов Земли приводит к средней плотности 7.1 ± 1.8 г/куб.см. Суперземля вращается вокруг главного компонента пары на среднем расстоянии 0.0338 ± 0.0002 а.е. (~7.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.36917 ± 0.00009 земных суток. Эффективная температура планеты достигает ~1300 K.

Высокая средняя плотность говорит о преимущественно железокаменном составе K2-265A b. Однако погрешности в определении средней плотности допускают и наличие на ней воды (конечно, в виде пара или сверхкритического флюида). Максимально возможная доля воды составляет 31%, хотя может быть и равна нулю.

Суперземля K2-265A b (показана красным кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет (для сравнения показаны также Земля и Венера). Черными сплошными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто каменного и чисто железного состава, серыми пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет смешанного состава. Красной линией показан модельный нижний предел на радиус планеты, образовавшейся в результате катастрофического столкновения двух планет сравнимого размера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.08869.pdf

 

 

16 октября 2018
Измерена масса эксцентричного субсатурна Kepler-1656 b
прямая ссылка на эту новость

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами, промежуточными между радиусами Урана (4 радиуса Земли) и Сатурна (9.1 радиусов Земли), однако их удалось открыть у других звезд. Планеты этого размерного класса сравнительно редки – их примерно в 10 раз меньше, чем нептунов и мини-нептунов. Часть из них является легкими газовыми гигантами низкой плотности, часть – тяжелыми нептунами, а часть – планетами, промежуточными по своим свойствам.

25 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного субсатурна Kepler-1656 b. Планета оказалась тяжелым нептуном с крайне необычной орбитой.

Kepler-1656 (KOI-367, KIC 4815520) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 186.9 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.10 ± 0.13 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст Kepler-1656 составляет 6.3 +2.1/-2.9 млрд. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 31.57866 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 5.02 ± 0.53 радиусов Земли. Для измерения массы планеты с мая 2016 года по июль 2017 года была получена сотня замеров лучевой скорости Kepler-1656 с помощью спектрографа HIRES. В результате исследователям удалось не только измерить массу планеты (она оказалась равной 48.6 +4.2/-3.8 масс Земли), но и определить, что планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите. Эксцентриситет орбиты составляет 0.836 ± 0.013, иначе говоря, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.0323 до 0.3617 а.е., т.е. в 11.2 раз!

Средняя плотность Kepler-1656 b достаточно велика для планеты ее размерного класса – 2.13 +0.87/-0.57 г/куб.см. Это означает, что на долю тяжелых элементов приходится не менее 80% массы планеты – перед нами тяжелый нептун. Эффективная температура Kepler-1656 b оценивается в 651 +51/-47 К, хотя, конечно, реальная температура будет зависеть от положения планеты на орбите (в перицентре поток энергии от звезды в 125.4 раза превышает поток в апоцентре).


Планета Kepler-1656 b (KOI -367 b, показана голубой звездой) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «радиус – средняя плотность» (справа) среди других транзитных планет промежуточного размера (от 4 до 8 радиусов Земли).

Скорее всего, и высокая средняя плотность, и необычная орбита планеты являются следствием ее бурной динамической истории. По всей вероятности, Kepler-1656 b оказалась на своей орбите в результате планет-планетного рассеяния. Возможно также взаимодействие с третьим телом по механизму Козаи-Лидова, однако пространство параметров, где это гипотетическое третье тело может находиться, весьма узко. С одной стороны, в системе исключены звезды спектрального класса, более раннего, чем M4 V, на расстояниях свыше 18 а.е., а с другой – планеты с массами, сравнимыми с Kepler-1656 b, ближе 4 а.е.

Дальнейшие наблюдения помогут разобраться со строением этой интересной и необычной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.08436.pdf

 

 

11 октября 2018
WASP-189 b: горячий гигант на полярной орбите
прямая ссылка на эту новость

Хотя распространенность планет-гигантов растет с увеличением массы родительских звезд, из более чем трех сотен транзитных горячих гигантов, обнаруженных наземными транзитными обзорами, только девять найдено у звезд с температурой свыше 7 тыс. К. Быстрое вращение A-звезд и размытость линий в их спектрах сильно затрудняет подтверждение планетной природы и измерение массы обнаруженных рядом с ними транзитных кандидатов. Большинство планет у звезд массивнее ~1.5 солнечных масс обнаруживается уже на поздних стадиях эволюции, когда звезда сходит с главной последовательности и становится оранжевым или красным гигантом.

14 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у яркой белой звезды HD 133112, получившей также наименование WASP-189.

HD 133112 (HR 5599, HIP 73608) – звезда главной последовательности спектрального класса A6 V, удаленная от нас на 99 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 2.20 ± 0.34 солнечных масс, радиус – в 2.33 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость примерно в 20 раз превосходит солнечную. При идеальных условиях человек с прекрасным зрением может разглядеть HD 133112 невооруженным взглядом – ее видимая величина составляет +6.64.

Транзитный кандидат у HD 133112 был обнаружен наземным транзитным обзором WASP-South, который наблюдал звезду с июля 2012 по август 2013 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу кандидата попытались измерить методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS (16 замеров) и CORALIE (5 замеров). Несмотря на большую «шумность» спектров с помощью доплеровской томографии удалось измерить движение звезды вокруг барицентра системы «звезда+планета».

Итак, WASP-189 b – горячий гигант массой 2.13 ± 0.28 масс Юпитера и радиусом 1.374 ± 0.082 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.10 ± 0.13 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0497 ± 0.0026 а.е. и делает один оборот за 2.72403 земных суток. Ее эффективная температура достигает 2641 ± 34К (в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону) и даже 3140 ± 41К (дневное полушарие, теплоперенос затруднен), что делает WASP-189 b третьей в списке самых горячих планет (после KELT-9 b и WASP-33 b).

Быстрое вращение родительской звезды, затруднив измерение массы планеты, поспособствовало измерению наклона ее орбиты к оси вращения звезды путем наблюдения эффекта Мак-Лафлина. Орбита оказалась полярной – проекция на небесную сферу угла наклона между перпендикуляром к плоскости орбиты и осью вращения звезды составляет 89.3 ± 1.4°, сам угол оценивается в 90.0 ± 5.8°. Новая планета следует уже подмеченной закономерности – орбиты горячих юпитеров, вращающихся вокруг горячих (T > 6250К) звезд, как правило, резко наклонены к звездному экватору.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.04897.pdf

 

 

25 сентября 2018
Шесть эксцентричных гигантов от обзора N2K
прямая ссылка на эту новость

N2K («Next 2000») – амбициозная программа поиска планет-гигантов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. N2K объединяет американских астрономов, работающих на спектрографе HIRES на Кеке, японских астрономов, получающих данные со спектрографа HDS на Субару, и чилийских астрономов, измеряющих лучевые скорости звезд спектрографом MIKE на телескопе Магеллана (обсерватория Ла Кампанья). Основными целями программы стали звезды главной последовательности и субгиганты ярче +10 звездной величины, удаленные от нас не далее чем на 120 пк и имеющие металличность выше солнечной (в среднем для звезд выборки [Fe/H] = 0.19). Проект работает с 2003 года, к настоящему моменту в его рамках открыто 42 планеты.

6 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще шести планет-гигантов на широких эксцентричных орбитах. Также авторы обнаружили три коричневых карлика с минимальными массами от 20 до 30 масс Юпитера и четыре маломассивные звезды.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст,
млрд. лет
Металличность, [Fe/H]
77.37 ± 0.3
F8 V
1.21 ± 0.24
1.34 ± 0.1
2.4 ± 0.8
0.24
72.8 ± 0.3
G5
1.12 ± 0.21
1.33 ± 0.1
5.2 ± 1
0.19
64.76 ± 0.13
G5
1.03 ± 0.02
1.13
?
0.17
78.15 ± 0.18
G0 V
1.29 ± 0.2
1.52 ± 0.07
2.64 ± 0.5
0.37
31.05 ± 0.9
K0 V
0.92 ± 0.13
0.93 ± 0.04
7.4 ± 3
0.36

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Минимальная масса m sin i,
масс Юпитера
Эксцентриситет
HD 148164 b
0.993 ± 0.066
328.55 ± 0.41
1.23 ± 0.25
0.587 ± 0.026
HD 148164 c
6.15 ± 0.5
5062 ± 114
5.16 ± 0.82
0.125 ± 0.017
HD 203473 b
2.73 ± 0.17
1552.9 ± 3.4
7.8 ± 1.1
0.29 ± 0.01
HD 211810 b
2.656 ± 0.043
1558 ± 22
0.67 ± 0.44
0.68 ± 0.14
HD 55696 b
3.18 ± 0.18
1827 ± 10
3.87 ± 0.72
0.705 ± 0.022
HD 98736A b
1.864 ± 0.091
968.8 ± 2.2
2.33 ± 0.78
0.226 ± 0.064

Лучевые скорости HD 55696, HD 98736 и HD 203473 демонстрируют дополнительный линейный дрейф в 1.34 ± 0.34, -3.08 ± 0.17 и -24.9 ± 2.0 м/с в год, что свидетельствует о наличии в этих системах дополнительных массивных тел (планет-гигантов или коричневых карликов) на широких орбитах.

Авторы исследования подтвердили сильнейшую зависимость распространенности планет-гигантов от металличности родительских звезд. Хотя целевые звезды для программы N2K специально отбирались по признаку высокой металличности, распределение звезд N2K с уже обнаруженными планетами-гигантами демонстрирует эту зависимость еще более явно. Согласно анализу распространенность планет-гигантов у звезд с [Fe/H] > 0.2 в 7 раз превышает эту величину по сравнению со звездами, имеющими солнечный химический состав ([Fe/H] = 0).

Помимо открытий авторы статьи совершили и несколько закрытий. В частности, они не подтвердили наличие планеты HD 73256 b (нетранзитного горячего юпитера с орбитальным периодом 2.54858 суток, представленного в 2003 году). Данные о лучевой скорости звезды HD 73256, полученные исследователями, не показывают никаких явных периодичностей, тем более с такой высокой полуамплитудой (269 ± 8 м/с), что была заявлена первооткрывателями планеты. Скорее всего, RV-сигнал, интерпретированный как влияние планеты, явился артефактом обработки данных.

Также авторы не подтвердили вторую (внешнюю) планету в системе HD 207832. Судя по сильным корреляциям RV-сигнала с периодом ~1156 суток с характерными признаками звездной активности, он обусловлен не влиянием планеты, а представляет собой одно из проявлений внутренней активности звезды.

Все это напоминает о необходимости тщательной проверки и перепроверки независимыми научными группами любых полученных результатов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01228.pdf

 

 

19 сентября 2018
Первая планета, открытая миссией TESS
прямая ссылка на эту новость

Новая транзитная миссия НАСА TESS, пришедшая на смену космическому телескопу им. Кеплера, была запущена 18 апреля 2018 года. Выйдя на рабочую 13.7-суточную орбиту и протестировав оборудование, 25 июля 2018 года КА TESS приступил к запланированным научным наблюдениям. И уже 18 сентября (меньше, чем через два месяца!) в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная первому открытию. Против ожидания, первой планетой TESS оказался не горячий юпитер, а мини-нептун, причем у звезды, рядом с которой методом лучевых скоростей уже была обнаружена массивная планета-гигант на широкой эксцентричной орбите.

Пи Столовой Горы (pi Mensae, GJ 9189, HR 2022, HD 39091, HIP 26394) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 18.27 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 1.094 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.10 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно на 44% превышает солнечную. Звезда видна невооруженным глазом – ее видимая величина составляет +5.67.

В 2001 году у pi Mensae методом измерения лучевых скоростей была открыта массивная планета-гигант с минимальной массой (параметром m sin i) в 10 масс Юпитера и орбитальным периодом 2049 ± 150 земных суток. Орбита гиганта отличалась высоким эксцентриситетом 0.61 ± 0.03 (сейчас его уточнили до 0.637 ± 0.002), что резко отличало ее от почти круговых орбит планет Солнечной системы.

Pi Mensae попала в первый сектор миссии TESS, мониторинг которого проводился с 25 июля по 22 августа 2018 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.2682 ± 0.00024 суток и глубиной ~300 ppm, соответствующий планете радиусом 2.14 радиусов Земли.

Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы статьи воспользовались методом лучевых скоростей. Лучевые скорости pi Mensae измерялись на протяжении двух десятилетий спектрографами UCLES (77 замеров) и HARPS (145 замеров). Если вычесть из данных явный и хорошо заметный RV-сигнал, обусловленный внешней планетой, и наложить замеры на единую фазовую кривую с периодом 6.268 суток, то проявляется слабый RV-сигнал с полуамплитудой 1.58 ± 0.28 м/с, вызванный транзитной планетой.

Масса pi Mensae c оказалась равной 4.82 ± 0.86 масс Земли, что при радиусе 2.14 ± 0.044 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.97 ± 0.57 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0684 ± 0.0005 а.е. (~13.4 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1170 ± 4К.


Планета pi Mensae c (показана фиолетовым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синими точками показаны также Земля, Венера, Уран и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих (сверху вниз) из чистого водорода, воды, силикатов, планет земного состава, а также состоящих из чистого железа.

Хотя средняя плотность планеты c соответствует планетам чисто водяного состава, крайне маловероятно, что она состоит только из воды. Скорее всего, pi Mensae c содержит железокаменное ядро, окруженное ледяной мантией, и окутана плотной атмосферой из легких газов.

Авторы отмечают, что масса внешней планеты достаточно велика, чтобы «Гайя» к концу миссии смогла обнаружить движение родительской звезды вокруг их общего центра масс. В этом случае совместный анализ астрометрических данных и замеров лучевой скорости pi Mensae позволит определить трехмерное строение этой системы (в том числе наклонение орбиты внешней планеты и ее истинную массу).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.05967.pdf

 

 

15 сентября 2018
EPIC 211964830: двухпланетная система в рассеянном скоплении Улей
прямая ссылка на эту новость

Для понимания путей эволюции планет и планетных систем важно сравнивать между собой планеты разного возраста. Однако обычно возраст звезд, находящихся на главной последовательности, определяется с большими погрешностями (на протяжении долгого времени видимые характеристики звезды почти не меняются, поэтому ее точный возраст, как и возраст вращающихся вокруг нее планет, определить затруднительно). Исключением являются звезды, входящие в состав скоплений – рассеянных и шаровых. Возраста звезд скоплений известны гораздо точнее, чем возраста звезд поля. Рассеянные скопления, как правило, являются молодыми объектами, чей возраст составляет десятки и сотни миллионов лет, поэтому изучая их, мы изучаем планетные системы на ранних этапах эволюции.

7 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у звезды EPIC 211964830, являющейся членом рассеянного скопления Улей (M 44, NGC 2632), чей возраст оценивается в 790 ± 60 млн. лет. «Кеплер» наблюдал Улей в рамках 16-й наблюдательной кампании, проходившей с 7 декабря 2017 года по 25 февраля 2018 года. После обнаружения двух транзитных кандидатов звезда EPIC 211964830 прошла стандартную процедуру валидации. К сожалению, с одной стороны, она слишком тускла, чтобы массы планет можно было бы измерить методом лучевых скоростей, а с другой, планеты далеки от орбитальных резонансов низкого порядка, поэтому вариации времени наступления транзитов ожидаются малыми (это затрудняет измерение масс TTV-методом).

Итак, EPIC 211964830 (Cl* NGC 2632 JS 597) – молодой красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 186.6 ± 2.1 пк. Его масса оценивается в 0.496 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.473 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость составляет 3.29 ± 0.14% от светимости Солнца, а содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

Кривая блеска EPIC 211964830 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.84 и 19.66 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.23 ± 0.15 и 2.67 ± 0.20 радиусов Земли. Эффективная температура планет оценивается в 496 ± 10 и 331 ± 7К (таким образом, внешняя планета имеет температурный режим, промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Используя эмпирическое соотношение между массой и радиусом для небольших планет, авторы оценили массы планеты b и c в 7.7 ± 2.3 и 9.5 ± 2.7 масс Земли. Они изучили динамическую устойчивость этой системы и нашли, что эксцентриситет орбиты внешней планеты не превышает 0.45 (в противном случае уже через 2 млн. лет планеты начали бы двигаться хаотически).

Авторы надеются, что в будущем массы планет можно будет измерить с помощью высокоточных инфракрасных спектрографов (в ИК-диапазоне и фотометрическая переменность звезды ниже, и сама она ярче).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01968.pdf

 

 

14 сентября 2018
От HATS-60 b до HATS-69 b: десять транзитных планет от обзора HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор HATSouth представил очередные десять транзитных планет, обнаруженных в небе южного полушария. Этот обзор вместе со своим аналогом в северном полушарии HATNet и обзором SuperWASP входит в тройку наиболее продуктивных – на их совокупном счету около трех сотен планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров. Новые планеты не стали исключением – все они относятся к размерному классу гигантов и нагреты до высоких температур.

Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей спектрографами (преимущественно) FEROS, CORALIE, HARPS и PFS. В спектрах звезд HATS-62, -64 и -65 обнаружены признаки возможного существования неразрешенных звездных компаньонов, однако от их наличия или отсутствия массы и радиусы планет зависят мало (могут измениться на несколько процентов). Кроме того, у звезды HATS-62 обнаружен еще один слабый транзитный сигнал с периодом 12.9395 суток и глубиной 0.55%. Авторы склоняются к тому, что это ложнопозитив, но сообщают о нем на случай, если тот вдруг независимо подтвердится с помощью другого телескопа.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Масса,
масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Светимость, светимостей Солнца
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
494.7 ± 8.2
1.099 +0.010/-0.016
1.46 ± 0.03
2.01 ± 0.07
7.53 +0.63/-0.32
0.33 ± 0.02
694.2 ± 7.8
1.075 ± 0.014
1.67 ± 0.02
2.34 ± 0.06
8.93 ± 0.34
0.24 ± 0.04
515.9 ± 6.2
0.911 ± 0.009
0.92 ± 0.01
0.667 ± 0.017
8.0 +0.8/-1.1
0.14 ±0.03
634.4 ± 5.8
0.931 ± 0.019
1.07 ± 0.01
1.026 ± 0.021
10.4 ± 1.1
0.08 ± 0.04
1087 ± 34
1.562 ± 0.026
2.11 ± 0.07
7.43 ± 0.48
1.86 +0.09/-0.16
0.21 ± 0.04
491 ± 10
1.269 ± 0.031
1.296 ± 0.025
2.34 ± 0.13
1.42 ± 0.58
0.23 ± 0.07
1542 ± 67
1.406 +0.027/-0.046
1.85 +0.09/-0.06
5.86 ± 0.58
2.29 +0.27/-0.20
-0.03 ± 0.06
983 ± 20
1.44 ± 0.02
1.44 ± 0.03
3.54 ± 0.16
0.44 ± 0.26
0.34 ± 0.05
619 ± 10
1.34 +0.02/-0.12
1.77 ± 0.035
3.94 ± 0.14
3.14 +1.47/-0.13
0.16 ± 0.07
420.3 ± 3.2
0.892 +0.011/-0.016
0.879 ± 0.008
0.4813 ± 0.0084
8.0 +1.8/-1.3
0.38 ± 0.04

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
HATS-60 b
0.0471 ± 0.0002
3.56083 ± 0.00003
0.65 ± 0.054
1.194 +0.029/-0.043
0.472 +0.075/-0.044
1529 ± 12
HATS-61 b
0.0790 ± 0.0004
7.81795 ± 0.00002
3.40 ± 0.12
1.20 +0.04/-0.06
2.43 +0.43/-0.25
1227 ± 7
HATS-62 b
0.0419 ± 0.0002
3.27688
0.123 +0.037/-0.052
1.03 ± 0.01
0.14 +0.04/-0.06
1231 ± 8
HATS-63 b
0.0403 ± 0.0003
3.05665
0.96 ± 0.11
1.21 ± 0.04
0.67 ± 0.10
1398 ± 9
HATS-64 b
0.0656 ± 0.0004
4.90890 ± 0.00001
0.93 +0.20/-0.14
1.67 ± 0.07
0.244 ± 0.056
1797 ± 25
HATS-65 b
0.0451 ± 0.0004
3.10516
0.79 ± 0.08
1.48 ± 0.04
0.304 ± 0.037
1623 ± 20
HATS-66 b
0.0471 ± 0.0005
3.14144 ± 0.00001
5.5 ± 1.4
1.50 ± 0.11
2.04 +0.70/-0.49
1999 ± 42
HATS-67 b
0.0304 ± 0.0002
1.60918
1.48 +0.07/-0.12
1.69 ± 0.06
0.373 ± 0.045
2196 ± 22
HATS-68 b
0.0505 +0.0003/-0.0015
3.58622
1.29 ± 0.07
1.28 ± 0.05
0.76 ± 0.09
1750 ± 20
HATS-69 b
0.0321 ± 0.0002
2.22526
0.31 ± 0.17
0.945 ± 0.022
0.46 ± 0.25
1296 ± 7

Массы планет HATS-62 b и HATS-69 b измерены с большими погрешностями, сравнимыми с измеряемой величиной, поэтому авторы осторожно заявляют лишь о верхних пределах на их массу в 0.191 и 0.577 масс Юпитера, соответственно (с достоверностью 95%).

9 из 10 звезд с представленными планетами (кроме HATS-65) в ближайший год будут наблюдаться космическим телескопом TESS. Наблюдения, свободные от замывающего влияния земной атмосферы, позволят как уточнить параметры уже открытых планет, так и, возможно, обнаружить в этих системах дополнительные транзитные планеты небольших размеров.


Новые планеты на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Номера планет от 60 до 69 кодируются цветом, цветовая шкала расположена справа от графика.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01048.pdf

 

 

11 сентября 2018
NGTS-4 b: плотный горячий мини-нептун
прямая ссылка на эту новость

Наблюдения космического телескопа им. Кеплера показали, что количество планет резко увеличивается с уменьшением их радиуса – нептунов и суперземель во много раз больше, чем планет-гигантов. Однако наземные транзитные обзоры открывают в подавляющем большинстве горячие юпитеры и сатурны. Турбулентность земной атмосферы, знакомая нам по хорошо известному мерцанию звезд, ограничивает точность единичного фотометрического замера, что приводит к замыванию мелких транзитов небольших планет. Несколько планет с радиусами меньше 0.5 радиусов Юпитера, все же обнаруженных с поверхности Земли, как правило, вращаются вокруг поздних оранжевых или красных карликов (благодаря небольшому радиусу звезд этого типа транзиты планет оказываются глубже, чем транзиты аналогичных планет по дискам солнцеподобных звезд).

Однако из всякого правила есть исключения. 5 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты NGTS-4 b с радиусом 3.18 ± 0.26 радиусов Земли. Благодаря специальному алгоритму обработки данных (фотометрические замеры с экспозицией 10 секунд усреднялись на интервале 5 минут, что позволило в значительной степени снивелировать влияние атмосферы) удалось обнаружить транзит глубиной всего 0.13 ± 0.02%! Это самый мелкий транзит из всех, увиденных с Земли. После обнаружения транзитного кандидата звезда NGTS-4 наблюдалась на телескопах метрового класса (на Южно-Африканской астрономической обсерватории, обсерватории Las Cumbres, с помощью инструмента SPECULOOS на обсерватории Параналь и 1.2-метровом телескопе Эйлера в Ла Силья). Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS).

Итак, NGTS-4 – звезда главной последовательности раннего K-класса, удаленная от нас на 282.6 ± 1.8 пк. Ее масса оценивается в 0.75 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 44% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

При радиусе 3.18 ± 0.26 радиусов Земли масса NGTS-4 b достигает 20.6 ± 3.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.45 ± 0.95 г/куб.см. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.019 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 1.33735 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1650 ± 400К.

Планета NGTS-4 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет массой менее 30 масс Земли. Черным цветом показаны планеты, найденные наземными транзитными обзорами, серым цветом – планеты, обнаруженные космическими телескопами. Черными точками также показаны Земля и Венера.

Цветные линии соответствуют модельным соотношениям масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного, земного и чисто железного состава.

Средняя плотность NGTS-4 b соответствует чисто водному составу, но авторы полагают, это не физично и что, скорее всего, планета имеет железокаменное ядро, окруженное водной оболочкой и протяженной атмосферой из легких газов.

Планета NGTS-4 b (показана красным цветом) на плоскости «звездная величина родительской звезды – глубина транзита». Черным цветом показаны планеты, найденные наземными транзитными обзорами, серым цветом – планеты, обнаруженные космическими телескопами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.00678.pdf

 

 

7 сентября 2018
Шесть массивных планет около красных гигантов
прямая ссылка на эту новость

Корейские астрономы из обсерватории Похёнсан (Bohyansan Optical Astronomical Observatory) ведут поиск планет у красных гигантов методом измерения лучевых скоростей с 2004 года. В 2010 году они начали новую наблюдательную программу SENS (Exoplanet around Northern circumpolar Stars = Экзопланеты вокруг северных околополярных звезд). 224 целевые звезды, изучаемые в рамках этой программы, имеют 5-7 видимую звездную величину и расположены вблизи северного полюса неба (т.е. по отношению к обсерватории Похёнсан являются незаходящими) – это дает возможность измерять их лучевые скорости круглый год. Среди звезд, наблюдаемых в рамках SENS, 5% – звезды главной последовательности, 40% – красные гиганты, и 55% находятся на промежуточной стадии.

6 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья от проекта SENS, посвященная открытию шести планет у красных гигантов HD 44385, HD 97619, HD 106574, HD 118904, HD 164428 b HD 202432. Лучевые скорости этих звезд измерялись спектрографом BOES, установленным на 1.8-метровом телескопе обсерватории Похёнсан. Внутренняя точность спектрографа составляет 7.6 м/с, т.е. не очень велика, поэтому корейцы обнаруживают только массивные планеты-гиганты.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Светимость, светимостей Солнца
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
220.9 ± 1.2
K0 III
1.8 ± 0.2
18.2 ± 1.2
116.0 ± 15.6
1.8 ± 0.4
0.10 ± 0.07
215.8 ± 1.9
K0 III
1.3 ± 0.1
16.7 ± 1.3
90.4 ± 14.2
4.9 ± 1.7
-0.07 ± 0.07
148.2 ± 1.5
K2 III
1.2 ± 0.1
17.1 ± 0.9
108.1 ± 11.8
4.6 ± 1.3
-0.43 ± 0.04
122.9 ± 1.2
K2 III
1.4 ± 0.2
14.8 ± 1.3
78.7 ± 13.9
3.7 ± 1.6
-0.11 ± 0.09
262.6 ± 3.3
K5 III
1.5 ± 0.2
35.4 ± 2.9
325.0 ± 54.7
2.7 ± 1.2
-0.07 ± 0.10
162.0 ± 0.5
K2 III
1.2 ± 0.2
11.1 ± 0.3
47.5 ± 2.9
6.1 ± 2.6
0.16 ± 0.10

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Минимальная масса,
m sin i
Эксцентриситет орбиты
HD 44385 b
1.4 ± 0.1
473.5 ± 4.9
5.9 ± 1.1
0.2 ± 0.2
HD 97619 b
1.6 ± 0.1
665.9 ± 9.5
3.5 ± 1.3
0.23 ± 0.17
HD 106574 b
2.2 ± 0.1
1065.7 ± 14.6
8.5 ± 1.1
0.03 ± 0.03
HD 118904 b
1.7 ± 0.1
676.7 ± 19.1
3.1 ± 1.2
0.31 ± 0.30
HD 164428 b
1.6 ± 0.1
599.6 ± 8.7
5.7 ± 1.3
0.29 ± 0.22
HD 202432 b
1.2 ± 0.1
418.8 ± 2.9
1.9 ± 0.4
0.21 ± 0.16

Все шесть звезд демонстрируют дополнительный дрейф лучевой скорости и значительные отклонения измеряемых значений лучевой скорости от наилучшей кеплеровской кривой (от 12.4 до 51.6 м/с). Это говорит о наличии в системах дополнительных планет – как на более широких орбитах, так, возможно, на более тесных. Однако их поиск затруднен из-за наличия акустического шума, свойственного красным гигантам – благодаря тому или иному виду звездной активности их фотосфера испытывает колебания с полуамплитудой в десятки метров в секунду. Собственные колебания звезды отражаются в ее спектре и могут быть отделены от колебаний, наводимых планетами, однако эта процедура не всегда может быть проведена «до конца» – недостаточное понимание характера звездной активности красных гигантов может приводить к неточностям.

Хотя программа SENS еще не завершена, авторы исследования уже делают грубые оценки распространенности массивных планет. Из 224 звезд периодические колебания лучевой скорости были обнаружены у 31 звезды, причем для 17 уже было показано, что эти колебания вызваны планетами. Это дает частоту встречаемости массивных планет в ~8%. Однако если окажется, что и остальные замеченные колебания вызваны планетами, то эта частота вырастет до ~15%. Сами авторы в качестве наиболее правдоподобной приводят величину 10%, однако оговариваются, что окончательно распространенность массивных планет может быть оценена только после окончания программы SENS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.01109.pdf

 

 

30 августа 2018
EPIC 211682544 b: плотный мини-нептун с температурным режимом Меркурия
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство планет, обнаруженных «Кеплером», имеет радиусы 1.5-3 радиуса Земли. Планет такого размера в Солнечной системе нет. Именно в этом диапазоне размеров происходит переход между железокаменными планетами земного типа (к которым относятся Земля и Венера) и обогащенными летучими элементами аналогами Урана и Нептуна, которые состоят преимущественно из льдов (воды, аммиака, метана) и окутаны водородно-гелиевыми атмосферами.

27 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой транзитной планеты EPIC 211682544 b. По счастливой случайности родительская звезда попала и на 5-ю, и на 16-ю наблюдательные площадки расширенной миссии «Кеплера» K2, так что удалось точно определить орбитальный период планеты. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

EPIC 211682544 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 163.2 ± 1.4 пк. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 55 ± 2% солнечной. Звезда отличается низким уровнем активности и зрелым возрастом – 7 ± 4 млрд. лет.

Кривая блеска EPIC 211682544 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 50.81895 ± 0.000094 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.41 ± 0.12 радиусов Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.14) на среднем расстоянии 0.257 ± 0.003 а.е. Его температурный режим близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 470 ± 10К в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Для измерения массы планеты было получено 67 замеров лучевой скорости звезды. Как оказалось, она равна 14.8 ± 3.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.7 +1.6/-1.4 г/куб.см – достаточно высокой для планеты таких размеров. Возможно, EPIC 211682544 b является суперганимедом и имеет протяженную ледяную мантию, хотя не исключен и железокаменный состав с водородно-гелиевой атмосферой. Как пишут авторы статьи, состав мини-нептуна, скорее всего, близок к элементному составу ядер планет-гигантов Солнечной системы, но планете не повезло с аккрецией водорода и гелия из протопланетного диска, и она осталась маленькой.


Планета EPIC 211682544 b (показана синей звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массой менее 20 масс Земли. Для сравнения зелеными кружками показаны также Земля и Венера. Цветными линиями показаны модельные зависимости масса-радиус для планет различного химического состава – водородно-гелиевых, водных, силикатных и железных, а также смешанного состава.

Кроме колебаний с периодом 50.819 суток и полуамплитудой 2.82 ± 0.58 м/с, вызванных мини-нептуном EPIC 211682544 b, лучевая скорость родительской звезды демонстрирует дополнительный квадратичный дрейф, вызванный более массивной планетой на внешней орбите. Свойства внешней планеты пока не определены – ее орбитальный период превышает 4.5 лет, а масса больше 60 масс Земли. Дальнейшие наблюдения за звездой помогут разобраться в строении этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.08187.pdf

 

 

27 августа 2018
HD 180617 b: нептун в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет, в том числе в обитаемой зоне. Из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена сравнительно близко к звезде, а из-за малой массы звезды ее отклик на гравитационное влияние собственных планет оказывается сильнее и заметнее, чем отклик солнцеподобных звезд. Однако максимум излучения красных карликов лежит в инфракрасном диапазоне, поэтому обычные оптические спектрографы (такие, как HIRES, HARPS или FEROS) не слишком удобны для точного измерения лучевых скоростей звезд этого типа.

С января 2016 года специально для поиска планет у красных карликов используется спектрограф CARMENES, установленный на 3.5-метровом телескопе обсерватории Калар-Альто (Испания). Спектральный диапазон спектрографа охватывает широкую полосу от 520 до 1710 нм (от сине-зеленых до инфракрасных лучей). Точность измерения лучевых скоростей достигает 1-2 м/с, что позволяет обзору CARMENES обнаруживать планеты небольших масс (нептуны и суперземли).

6 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика HD 180617. Кроме собственных замеров лучевой скорости этой звезды, полученных на CARMENES, авторы воспользовались замерами, сделанными на HIRES и HARPS. Всего для анализа было использовано 421 измерение, охватывающее период в 6037 земных суток (~16.5 лет).

HD 180617 (Wolf 1055, GJ 752A, HIP 94761) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 5.912 ± 0.018 пк. Его масса оценивается в 0.45 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.453 ± 0.019 солнечных радиусов, светимость составляет 3.26 ± 0.04% от светимости Солнца. Медленное вращение и низкая активность звезды говорит о ее зрелом возрасте, превышающем возраст Солнца.

На расстоянии 75.2 ± 0.2 угловых секунд от HD 180617 (в 444.6 ± 1.3 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон vB 10 спектрального класса M8 V. Звезды обладают общим собственным движением и составляют широкую пару, завершающую один оборот вокруг общего центра масс примерно за 10 тыс. лет.

Богатый набор данных позволил выделить слабый, но устойчивый RV-сигнал с полуамплитудой ~2.85 м/с, никак не связанный со звездной активностью. Авторы пришли к выводу, что он обусловлен влиянием планеты с минимальной массой (параметром m sin i) 12.2 +1.0/-1.4 масс Земли и орбитальным периодом 105.9 ± 0.1 земных суток. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.336 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.16 +0.05/-0.10, ее температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима внутренней части Главного пояса астероидов.

Авторы отмечают, что хотя небольших горячих планет у красных карликов известно уже довольно много, маломассивных планет с орбитальными периодами свыше 100 земных суток известно всего несколько. С увеличением времени наблюдений постепенно «проявляются» и внешние части планетных систем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.01183.pdf

 

 

23 августа 2018
Четыре планеты в системе EPIC 246471491
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство планет, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера, обладают радиусами 1.5-3 радиуса Земли и не имеют аналогов в Солнечной системе. Чтобы понять физическую природу этих миров, необходимо измерять не только их радиусы, но и массу – это позволяет определить их среднюю плотность и оценить химический состав. Однако для большинства планет, открытых «Кеплером» в рамках основной миссии, из-за тусклости родительских звезд измерение массы сильно затруднено (чем тусклее звезда, тем труднее получить ее высококачественный спектр и зафиксировать еле заметные смещения спектральных линий, вызванных движением звезды вокруг барицентра системы «звезда+планета»). По этой причине массы подавляющего большинства планет «Кеплера», открытых во время основной миссии, остаются не измеренными.

Однако в рамках расширенной миссии K2 «Кеплер» наблюдает в среднем более яркие звезды (ярче +12 величины). Это позволяет определять массы новых планет, в том числе и с радиусом менее 3 радиусов Земли (мини-нептунов и суперземель).

3 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четырех транзитных планет у звезды EPIC 246471491. Все четыре планеты по размерам меньше Нептуна. Массы двух внутренних планет были измерены методом лучевых скоростей, на массы двух внешних наложены верхние пределы.

EPIC 246471491 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 155.6 ± 6.4 пк. Его масса оценивается в 0.83 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.787 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной.

Кривая блеска звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.472, 7.138, 10.456 и 14.763 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.59 ± 0.06, 3.53 ± 0.08, 2.48 ± 0.06 и 1.95 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно. Планеты удалены от своей звезды на 0.0382 ± 0.001, 0.0824 ± 0.0018, 0.118 ± 0.003 и 0.1804 ± 0.0043 а.е., орбиты близки к круговым. Эффективные температуры планет оцениваются в 1089 ± 22, 741 ± 15, 620 ± 13 и 501 ± 10К, иначе говоря, все они оказываются горячее Меркурия.

Для измерения масс планет было получено 9 замеров лучевой скорости EPIC 246471491 с помощью спектрографа HARPS-N и 28 замеров с помощью спектрографа CARMENES. Точность единичного замера составила 1-2 м/с у HARPS-N и 2.5-8 м/с у CARMENES. В результате удалось определить массы планет b (9.7 ± 1.3 масс Земли) и c (15.7 ± 2.3 масс Земли). На массы планет d и e были наложены верхние пределы в 6.5 и 10.7 масс Земли.

Средняя плотность планеты b оказалась равной 3.07 ± 0.45 г/куб.см – это больше, чем средняя плотность Нептуна, но меньше, чем плотность планеты земного типа. Средняя плотность планеты c составила 1.95 +0.32/-0.28 г/куб.см – эта планета лишь немного меньше и плотнее Нептуна. Судя по небольшому верхнему пределу на среднюю плотность (~2.3 г/куб.см) планета d является мини-нептуном, а про природу внешней планеты e пока ничего сказать нельзя.


Планеты системы EPIC 246471491 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массой менее 20 масс Земли. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто силикатных и чисто железных планет, а также (пунктиром) планет промежуточного состава.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.00575.pdf

 

 

17 августа 2018
K2-237 b и EPIC 220501947 b: горячий юпитер и очень теплый сатурн
прямая ссылка на эту новость

Горячие гиганты – сравнительно редкий класс планет, они встречаются менее чем у 1% FGK-звезд. Однако сравнительная легкость их обнаружения и большое количество наблюдательных программ, посвященных их поиску, привели к относительному обилию горячих гигантов среди известных экзопланет. К настоящему моменту количество известных транзитных горячих гигантов приблизилось к трем сотням. Подавляющее большинство планет этого типа было открыто наземными транзитными обзорами, такими, как SuperWASP, HATNet, KELT и др. Однако немалый вклад внес и космический телескоп им. Кеплера, в том числе в рамках расширенной миссии K2.

У транзитных горячих гигантов легко измерить не только радиус, но и массу, что, в свою очередь, дает возможность определить их среднюю плотность и химический состав. Рост количества планет с измеренными основными характеристиками помогает находить статистические закономерности и позволяет лучше понимать процессы формирования и эволюции планетных систем.

17 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще двух транзитных планет размерного класса гигантов – горячего юпитера K2-237 b и очень теплого сатурна EPIC 220501947 b. Планеты были обнаружены «Кеплером» в рамках 11 и 8 наблюдательной кампании расширенной миссии K2, подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов FIES и HARPS.

K2-237 (EPIC 229426032) – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 318 ± 7 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.34 ± 0.03 солнечных радиуса, светимость примерно в 2.8 раза превышает солнечную. Возраст звезды определить не удалось – быстрое вращение говорит о юности (гирохронологический возраст составляет 200-500 млн. лет), а сравнение с моделями звездной эволюции – о зрелости (6 ± 1 млрд. лет). По-видимому, приливное взаимодействие с близкой массивной планетой раскрутило звезду, вернув ей признаки молодости.

Масса планеты K2-237 b составляет 1.231 ± 0.043 масс Юпитера, что при радиусе 1.57 ± 0.054 радиуса Юпитера приводит к средней плотности 0.422 ± 0.046 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0352 ± 0.001 а.е. (~5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.180557 ± 0.000005 земных суток. Эффективная температура горячего юпитера оценивается в 1817 ± 36К.

Интересно, что другие авторы (Soto et al., 2018), измерявшие массу K2-237 b с помощью спектрографа CORALIE, нашли несколько большее значение – 1.60 ± 0.11 масс Юпитера, при близком значении радиуса. Причина такого рассогласования пока не ясна. По всей видимости, для уточнения массы этой планеты понадобятся дополнительные наблюдения, возможно, при помощи других спектрографов.

EPIC 220501947 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 234 ± 2 пк. Его масса составляет 0.74 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 0.71 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – примерно 0.176 солнечной.

Планета EPIC 220501947 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0476 +0.007/-0.017 а.е. (~13.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.024866 ± 0.000014 земных суток. Ее масса оценивается в 0.336 ± 0.012 масс Юпитера, радиус – в 0.947 +0.012/-0.005 радиусов Юпитера, т.е. перед нами теплый аналог Сатурна. Эффективная температура планеты довольно умеренная – 850 +16/-7 К. Средняя плотность EPIC 220501947 b оказывается типичной для умеренно нагретых не «раздутых» сатурнов – 0.522 ± 0.025 г/куб.см. Однако к сожалению из-за тусклости родительской звезды (+13.95 звездной величины) планета не выглядит удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.05865.pdf

 

 

14 августа 2018
HD 26965 b: легкий нептун у звезды, видимой невооруженным глазом
прямая ссылка на эту новость

Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера и наземными наблюдательными программами, ведущими поиск экзопланет методом измерения лучевых скоростей, показали широчайшую распространенность планет с массами в несколько масс Земли и радиусами 2-3 радиуса Земли (суперземель и мини-нептунов). Многие планеты этого типа вращаются вокруг своих звезд по тесным орбитам гораздо ближе орбиты Меркурия, некоторые из них входят в состав компактных плотно упакованных планетных систем. Однако оценки распространенности суперземель и мини-нептунов с орбитальными периодами короче 300 земных суток у разных авторов сильно разнятся – от 23% до 50% в пересчете на одну FGK-звезду.

20 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна у яркого оранжевого карлика HD 26965. Планета была обнаружена методом лучевых скоростей в рамках обзора Dharma Planet Survey (DPS), основанном на наблюдениях высокоточного спектрографа TOU, установленного на 2-метровом автоматическом телескопе обсерватории Файрборн. В рамках обзора ведутся регулярные измерения лучевых скоростей 150 близких и ярких (ближе 50 пк) FGKM-звезд. Итоговой целью обзора является обнаружение потенциально обитаемых суперземель у близких звезд, подходящих для дальнейшего изучения космическими телескопами нового поколения, такими, как JWST или WFIRST-AFTA.

Наблюдательная стратегия в рамках DPS унифицирована для всех целевых звезд. Сначала выбранная звезда наблюдается в течение 30 ночей подряд для обнаружения короткопериодических планет, затем – еще 70 раз на протяжении 420 суток. Единая наблюдательная стратегия позволяет получать однородные ряды наблюдений, что незаменимо для получения точных оценок распространенности планет малых масс.

HD 26965 (GJ 166A, HR 1325, HIP 19849) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 4.985 ± 0.001 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.812 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость составляет 39% солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза меньше, чем в составе Солнца, – и зрелым возрастом, оценивающемся в 6.9 ± 4.7 млрд. лет.

Лучевая скорость звезды демонстрирует когерентные колебания с периодом 42.38 ± 0.01 земных суток и полуамплитудой 1.81 ± 0.1 м/с, соответствующей планете с минимальной массой (параметром m sin i) 8.47 ± 0.47 масс Земли. Период близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси, так что исследователям пришлось провести тщательный анализ фотометрических и спектроскопических данных, чтобы исключить влияние звездной активности. Анализ показал, что достоверность RV-сигнала растет по мере накопления (т.е. по мере роста количества замеров лучевой скорости), а его полуамплитуда не меняется. При этом пики, вызванные слабой звездной активностью, меняются по мере изменения фазы магнитного цикла HD 26965, и ни один из них точно не совпадает с периодом 42.38 земных суток. Все это привело исследователей к выводу, что RV-сигнал с периодом 42.38 суток вызван именно планетой, а не тем или иным проявлением звездной активности.

Планета с массой выше 8.5 масс Земли является, скорее всего, нептуном или мини-нептуном. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.04) на среднем расстоянии ~0.219 а.е. и имеет температурный режим Меркурия.

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для планеты HD 26965 b составляет 1.73%, глубина транзита ожидается на уровне 0.08%. Фотометрические замеры звезды HD 26965, полученные к настоящему моменту, слишком малочисленны и недостаточно точны, чтобы зафиксировать или исключить такой мелкий транзит. Однако его легко сможет зафиксировать миссия TESS (конечно, если ученым повезло и планета проходит по диску своей звезды).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.07098.pdf

 

 

9 августа 2018
Семь транзитных горячих гигантов от обзора WASP-South
прямая ссылка на эту новость

В середине июля наиболее успешный наземный транзитный обзор SuperWASP представил в двух публикациях еще семь новых планет. Формально все эти планеты являются горячими гигантами, однако их массы, средние плотности и степень нагрева заметно различаются.

Обзор SuperWASP (и его филиал в южном полушарии WASP-South) ведет фотометрические наблюдения звезд 9-13 звездной величины с помощью идентичных комплексов автоматических телескопов, расположенных на двух площадках – в северном и южном полушарии. Северный комплекс установлен в Ла Пальма (Канары, Испания), южный – в Сатерленде (ЮАР). Оба комплекса состоят из восьми широкоугольных 200-мм телескопов, с 2006 года каждую ясную ночь снимающих фотометрию выбранных звезд. Обзором уже открыто более полутора сотен транзитных планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров.

Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
426 ± 14
G4
1.04 ± 0.07
1.43 +0.14/-0.08
8.4 ± 1.9
0.09 ± 0.07
284 ± 5
K0 V
0.89 ± 0.07
0.87 ± 0.03
3.7 ± 2.3
0.39 ± 0.08
382*
F6
1.42± 0.05
1.71 ± 0.08
2.4 ± 0.4
0.16 ± 0.09
324*
G8 V
0.87 ± 0.06
1.015 ± 0.074
11.4 ± 3.5
-0.34 ± 0.21
322 ± 7
G2 V
0.95 ± 0.07
0.93 ± 0.03
4.7 ± 3.3
0 ± 0.2
583 ± 34
G6
1.25 ± 0.07
1.75 ± 0.18
7.3 ± 2.2
0.33 ± 0.13
348*
G1 V
0.99 ± 0.07
0.94 ± 0.06
4.8 ± 3.1
0.22 ± 0.09

* Расстояние до звезды оценено исходя из ее светимости и видимой звездной величины.

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-147 b
0.0549 ± 0.0013
4.60273 ± 0.00003
0.275 ± 0.028
1.115 +0.14/-0.093
0.26± 0.08
1404 ± 69
WASP-160B b
0.0455 ± 0.0012
3.76845
0.281 ± 0.046
1.09 +0.05/-0.04
0.285± 0.052
1119 ± 25
WASP-161 b
0.0673 ± 0.0023
5.40604
2.49 ± 0.21
1.14 ± 0.06
2.21 ± 0.29
1557 ± 34
WASP-163 b
0.0266 ± 0.0014
1.60969
1.87 ± 0.21
1.20 ± 0.1
1.42 +0.31/-0.23
1638 ± 68
WASP-164 b
0.0282 ± 0.0007
1.77713
2.13 ± 0.13
1.13 ± 0.04
1.97 ± 0.2
1610 ± 58
WASP-165 b
0.0482 ± 0.0009
3.46551 ± 0.00002
0.66 ± 0.1
1.26 +0.19/-0.17
0.44 +0.25/-0.15
1624 ± 93
WASP-170 b
0.0337 ± 0.0018
2.34478
1.6 ± 0.2
1.096 ± 0.085
1.61 +0.32/-0.25
1422 ± 42

Самыми интересными из предложенной семерки можно считать WASP-147 b и WASP-160B b, чьи массы (0.275 и 0.281 масс Юпитера) оказались меньше массы Сатурна. Радиусы обеих планет, составляющие ~1.1 радиусов Юпитера, и низкая средняя плотность, говорят о том, что перед нами – легкие газовые гиганты. WASP-160B b относительно прохладна – ее эффективная температура оценивается в 1119 ± 25К, температура остальных шести планет лежит в диапазоне 1400-1650К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.06548.pdf
https://arxiv.org/pdf/1807.06973.pdf

 

 

11 июля 2018
Gliese 96 b: эксцентричный нептун в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – самые распространенные звезды Галактики, и хотя планеты-гиганты рядом с ними встречаются редко, планеты меньших масс (нептуны и суперземли) чрезвычайно многочисленны. Из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена сравнительно близко к звезде, а из-за малой массы звезды ее отклик на гравитационное влияние собственных планет оказывается сильнее и заметнее, чем отклик солнцеподобных звезд. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет в обитаемой зоне.

29 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика Gliese 96. Также исследователи независимо подтвердили наличие планеты Gliese 617A b, представленной в конце 2017 года. Оба открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Наблюдения проводились в течение 5.5 лет (с 2011 по 2017 годы), точность единичного замера составила 1.6-3 м/с для разных ночей. Всего было получено 79 замеров лучевой скорости Gliese 96.

Итак, Gliese 96 (HIP 11048) – красный карлик спектрального класса M2 V (по другим сведениям – M0 V), удаленный от нас на 11.936 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.60 ± 0.07 солнечных масс, светимость – в 8.88 ± 1.35% от светимости Солнца. Один оборот вокруг своей оси звезда делает за 29.6 ± 2.8 земных суток, что говорит о ее зрелом возрасте (несколько миллиардов лет).

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Gliese 96 b оценивается в 19.66 ± 2.42 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.291 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.44 +0.09/-0.11, и делает один оборот за 73.94 ± 0.38 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.163 а.е. в перицентре до 0.419 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от промежуточного между температурными режимами Меркурия и Венеры до температурного режима Марса.


Планеты Gliese 96 b (показана розовым пятиугольником) и Gliese 617A b (показана сиреневым ромбом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» среди других планет у звезд красных карликов. Цветом отражен эксцентриситет орбит.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.10958.pdf

 

 

7 июля 2018
В системе TrES-5 обнаружена вторая планета
прямая ссылка на эту новость

Если вокруг звезды вращается одна планета, ее период остается постоянным, а транзиты (в случае, если планета проходит по диску своей звезды) происходят строго через равные промежутки времени. Однако если планет две или несколько, их взаимное гравитационное притяжение возмущает орбиты, что приводит к регулярным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых, как правило, составляет секунды или минуты, но может достигать часов и даже суток. Особенно заметными эти вариации становятся в случае, если планеты близки к орбитальному резонансу низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды соотносятся друг с другом как небольшие целые числа). Анализ характера вариаций времени наступления транзитов называют таймингом транзитов (TTV-методом), с его помощью можно обнаруживать в системе дополнительные (не транзитные) планеты, а в случае, когда обе планеты являются транзитными – и измерять их массу.

9 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе TrES-5. Международная группа астрономов под руководством Евгения Сокова из Пулковской обсерватории проанализировала 53 транзита горячего гиганта TrES-5 b, из которых 30 они наблюдали самостоятельно, 15 – взяли из Базы экзопланетных транзитов (ETD), а 8 – из данных других авторов. Время наступления транзитов этой планеты испытывало регулярные вариации с периодом 99 суток и полуамплитудой ~2.3 минуты, что говорило о наличии в этой системе третьего тела.

Чтобы выяснить его природу, исследователи пронаблюдали окрестности звезды TrES-5 на 6-метровом БТА (крупнейшем российском телескопе). Звездных компаньонов, даже самых слабых, обнаружено не было (на расстояниях от 72 до 1080 а.е. от звезды).

Группа Сокова провела моделирование этой системы, добавив вторую планету с и варьируя ее массу от 0.1 массы Земли до 30 масс Юпитера. Рассматривались орбитальные резонансы 1:2, 2:3, 1:3, 3:4, 2:5, 3:5 и 4:5. Сравнение результатов моделирования с наблюдательными данными оставило только два возможных решения – планету массой 0.24 масс Юпитера в резонансе 1:2 с планетой b, и планету массой 3.15 масс Юпитера в резонансе 1:3.

Однако вторая планета с массой 3.15 масс Юпитера должна была наводить на родительскую звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~400 м/с. Такие колебания давно были бы обнаружены, так что этот вариант исследователи отвергли.

К настоящему моменту получено только 8 замеров лучевой скорости звезды TrES-5 – их сделали первооткрыватели планеты b, измеряя ее массу. Группа Сокова заново проанализировала эти данные с учетом возможного наличия второй планеты с массой 0.24 масс Юпитера и орбитальным периодом ~2.96 земных суток. Как оказалось, система из двух планет даже лучше вписывается в полученные замеры, чем система с одной планетой! Таким образом, горячий сатурн TrES-5 c является очень сильным кандидатом.

Тем не менее, существование планеты c нуждается в независимом подтверждении. Авторы призывают провести серию новых, более точных замеров лучевой скорости звезды TrES-5, чтобы уточнить строение этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1806/1806.03503.pdf

 

 

2 июля 2018
EPIC 248435473: шестипланетная система с резко наклоненной орбитой внутренней планеты
прямая ссылка на эту новость

По данным космического телескопа им. Кеплера около 30% солнцеподобных звезд имеют плоские компактные многопланетные системы, радиусы планет в которых больше радиуса Земли, а орбитальные периоды не превышают 400 земных суток. Взаимное наклонение орбит планет в таких системах не превышает нескольких градусов, часто оно составляет лишь десятые доли градуса. Вместе с тем известны и системы с большим взаимным наклонением орбит (например, ups And). Понятно, что в них только одна из планет может быть транзитной, а другие будут проходить выше или ниже звездного диска и не обнаруживаться транзитным методом (а система будет выглядеть однопланетной). Как уже было показано ранее, наблюдаемая популяция планет «Кеплера» не представляется в рамках однокомпонентной модели – кроме плоских, динамически холодных планетных систем с малыми эксцентриситетами орбит существуют также «взболтанные», возмущенные системы, в которых взаимные наклонения орбит планет и/или их эксцентриситеты весьма велики.

Среди всего многообразия планет выделяют группу с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). Это сравнительно редкий тип планет, он встречается только у 0.5% звезд. Для планет с ультракороткими периодами вероятность транзитной конфигурации наиболее велика, что благоприятствует их обнаружению: из-за близости к родительской звезде такая планета может оказаться транзитной и при наклонении орбиты, существенно отличающемся от 90°. Наличие предельно короткопериодических планет позволяет открывать и изучать возмущенные (динамически горячие) системы транзитным методом.

25 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию многопланетной системы EPIC 248435473. В этой системе обнаружено шесть планет с орбитальными периодами 0.6585, 6.100, 7.814, 14.697, 19.482 и 56.682 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.9 +1.8/-1.2, 0.58 ± 0.08, 0.64 ± 0.08, 2.64 ± 0.11, 2.45 ± 0.10 и 0.81 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно. Из-за того, что транзиты планеты b – скользящие, ее радиус определен с большими погрешностями. Четыре планеты из шести прошли процедуру валидации, две (вторая и шестая) из-за малого отношения сигнал/шум остаются пока в статусе планетных кандидатов.

Как оказалось, наклонение самой внутренней планеты EPIC248435473 b составляет 76.5 ± 0.6°, тогда как наклонения остальных планет и кандидатов лежат в диапазоне 88-90°. Это означает, что внутренняя планета оказалась на своей экстремально тесной орбите в результате планет-планетного рассеяния и скругления эксцентричной орбиты приливными силами. Сформироваться непосредственно «на месте» (на расстоянии ~4.3 звездных радиусов) она не могла, поскольку на стадии протозвезды EPIC248435473 была в 3-4 раза больше своего нынешнего размера и неизбежно поглотила бы слишком близкую планету. Таким образом, происхождение и эволюция EPIC248435473 b необычны и явно отличаются от эволюции остальных известных планет в этой системе.

Орбитальные периоды планет e и d (четвертой и пятой) очень близки к резонансу 4:3. Авторы проанализировали время наступления транзитов этих планет и обнаружили заметные вариации, происходящие в противофазе. Это позволило оценить массы обоих тел: масса EPIC 248435473 d оказалась равной 8.4 +5.4/-3.6 масс Земли (средняя плотность 2.7 +1.8/-1.2 г/куб.см), масса EPIC 248435473 e – 13.6 +6.1/-4.7 масс Земли (средняя плотность 5.6 +2.6/-2.0 г/куб.см). Другой (аналитический) метод дал похожие значения: 6.5 ± 1.7 масс Земли для планеты d и 9.9 ± 2.2 масс Земли для планеты e. Низкая точность оценок объясняется малой продолжительностью наблюдений, ограниченной одной наблюдательной кампанией «Кеплера».

Родительская звезда в этой системе – EPIC248435473, поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 77.70 ± 0.36 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.64 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 8 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом, достигающим 8.0 +4.1/-4.8 млрд. лет.

На расстоянии 42 угловые секунды от EPIC 248435473 расположен красный карлик EPIC 248435395, находящийся примерно на том же расстоянии и имеющий близкое собственное движение. Велика вероятность, что обе звезды физически связаны и образуют очень широкую пару с орбитальным периодом около 0.16 млн. лет. Интересно, что у EPIC 248435395 «Кеплер» также обнаружил транзитного кандидата с орбитальным периодом 8.5 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом ~9.2 радиусов Земли! Однако валидации этого кандидата авторы не проводили, это дело будущего.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.08368.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1