26 декабря 2019
Новые горячие гиганты TOI-564 b и TOI-905 b

Горячие юпитеры – планеты, которые обнаружить проще всего, и хотя это довольно редкий тип планет (он встречается лишь у ~0.5% звезд Галактики), к настоящему моменту известно около трех сотен горячих юпитеров. Большинство из них было открыто наземными транзитными обзорами, такими, как SuperWASP, HATNet, KELT, NGTS и др., сейчас эстафету приняла миссия TESS.

24 декабря 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух очередных транзитных горячих гигантов. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Транзиты одной из планет – TOI-564 b – являются скользящими, что создает определенные трудности, но месте с тем открывает и дополнительные возможности.

TESS наблюдал звезду TOI-564 на 8 секторе (со 2 по 27 февраля 2019 года). Это солнцеподобная звезда с массой 1.00 ± 0.07 солнечных масс и радиусом 1.088 ± 0.014 солнечных радиусов, удаленная от нас на 197.4 ±1.8 пк. На расстоянии 0.5 угловых секунд расположен звездный компаньон спектрального класса M, но пока не ясно, является ли он звездой главной последовательности (и тогда звезды разделены проективным расстоянием ~100 а.е. и могут быть физически связаны), или же красным гигантом, удаленным на 3-4 кпк и являющимся, таким образом, звездой заднего фона.

Кривая блеска TOI-564 демонстрировала транзитный сигнал V-образной формы, говорящий о скользящем транзите (т.е. планета заходит на диск звезды только краем). Скользящий характер транзитов затрудняет точное измерение размеров планеты, но зато позволяет обнаруживать дополнительные тела – гравитационное влияние третьего тела приводит к прецессии орбиты транзитного горячего юпитера, что, в свою очередь, заметно меняет глубину и продолжительность скользящих транзитов.

Радиус планеты TOI-564 b оценили с большой погрешностью – 1.02 ^+0.71/_-0.29 радиусов Юпитера. При этом массу удалось измерить с куда большей точностью – 1.46 ± 0.1 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с небольшим, но заметным эксцентриситетом (0.07 ^+0.08/_-0.05) на среднем расстоянии 0.0273 ± 0.0006 а.е. и делает один оборот за 1.65114 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1714 ± 21К.

Авторы оценили характерное время скругления орбиты TOI-564 b приливными силами в ~43 млн. лет, что гораздо меньше возраста системы (7.3 ± 3.6 млрд. лет). Это означает, что эксцентричность орбиты планеты что-то поддерживает – возможно, гравитационное влияние звездного компаньона (если он физически связан с родительской звездой). Или же в этой системе есть еще не открытые массивные планеты. Дальнейшие наблюдения (мониторинг глубины и продолжительности скользящих транзитов TOI-564 b) помогут прояснить этот вопрос.

TOI-905 – еще одна солнцеподобная звезда немного меньше и холоднее Солнца, удаленная от нас на 150.2 ± 7.2 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.918 ± 0.038 солнечных радиусов, светимость примерно на четверть меньше солнечной. TESS наблюдал TOI-905 на 12 секторе (с 21 мая по 18 июня 2019 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.73949 ± 0.00004 суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту радиусом 1.17 ± 0.05 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, в дальнейшем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CHIRON и HARPS.

Масса TOI-905 b оказалась равной 0.667 ± 0.042 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.515 ± 0.06 г/куб.см, типичной для горячих юпитеров. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0467 ± 0.0011 а.е., его эффективная температура составляет 1192 ± 39К.

Планеты TOI-564 b (показана красным) и TOI-905 b (показана синим) на плоскости масса-радиус среди других транзитных экзопланет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1912.10186.pdf

 

 

22 декабря 2019
Kojima-1L b: планета, обнаруженная астрономом-любителем

Событие микролинзирования происходит, когда звезда-источник, объект-линза и наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле объекта-линзы искривляет и фокусирует лучи звезды-источника, что приводит к временному усилению (иногда в десятки раз!) ее блеска. Таким способом можно изучать и совершенно несветящиеся объекты-линзы – черные дыры или свободно плавающие планеты. Методом гравитационного микролинзирования уже открыто несколько десятков экзопланет – в большинстве своем холодных планет, находящихся далеко за снеговой линией своих звезд.

Вероятность конфигурации, необходимой для микролинзирования, очень мала, поэтому для целенаправленного поиска таких событий наблюдают богатые звездные поля в направлении балджа Галактики. Но малая вероятность – еще не нулевая, так что событие микролинзирования, в принципе, может произойти с любой достаточно удаленной звездой.

31 октября 2017 года японский любитель астрономии Tadashi Kojima, занимающийся поиском новых звезд, обратил внимание на нарастающее усиление блеска звезды +13.6 звездной величины, находящейся в созвездии Тельца. Вскоре стало ясно, что это усиление вызвано эффектом микролинзирования – между звездой и Землей проходил какой-то массивный объект (скорее всего, другая звезда). Вблизи максимума на характерной симметричной колоколообразной кривой блеска фоновой звезды прорисовалась особенность, говорящая о двойственности линзы. Малое отношение масс компонентов пары (1.1 ± 0.1)·10^-4 означало, что перед нами система звезда + планета. Яркость фоновой звезды говорила о том, что и она, и система-линза находятся не слишком далеко от нас – на расстоянии 700-800 пк. А значит, обе звезды можно изучить (а в перспективе – разрешить) с помощью крупнейших телескопов и с хорошей точностью определить их свойства.

1 ноября 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная всестороннему изучению этой системы. Авторы получили высококачественные спектры звезды-источника и с помощью параллакса, измеренного «Гайей», определили ее физические свойства. Источником оказалась F-звезда главной последовательности с эффективной температурой ~6400К, удаленная от нас на 800 ± 130 пк. Однако свет звезды явно был загрязнен другой звездой – судя по данным многополосной фотометрии, ранним красным карликом. Снимки высокого разрешения окрестностей звезды-источника показали отсутствие каких-либо близких компаньонов. Авторы пришли к выводу, что обнаруженное загрязнение является светом звезды-линзы.

3 декабря 2019 года в Архиве вышла еще одна работа, посвященная независимым наблюдениям данного события микролинзирования с помощью ИК-телескопа им. Спитцера. «Спитцер» находится на гелиоцентрической орбите и в момент наблюдений был удален от Земли на расстояние более 1 а.е. Наблюдения с двух разных точек позволили измерить микролинзовый параллакс, а через него – расстояние до звезды-линзы и ее массу. Оба параметра оказались достаточно близки к соответствующими оценкам, полученным первыми авторами, однако отличаются от них на 1.2 стандартных отклонения. Здесь они приводятся как более надежные.

Итак, звезда-линза Kojima-1L – ранний красный карлик массой 0.495 ± 0.063 солнечных масс, удаленный от нас на 429 ± 21 пк. Масса планеты Kojima-1L b оказалась равной 19 ± 3 масс Земли, что близко к массе Нептуна (17.15 масс Земли). Для расстояния между планетой и звездой в момент наблюдений есть два близких решения: 0.76 ± 0.04 а.е. и 0.79 ± 0.04 а.е. (в проекции на небесную сферу). Тепловой режим новой планеты грубо соответствует тепловому режиму Юпитера.

Относительная яркость звезды-линзы (+13.73 в полосе K) дает надежду на успех дальнейших наблюдений. Через пару лет линза и источник разойдутся на небе достаточно, чтобы их можно было бы наблюдать раздельно на Кеке или «Хаббле». Это позволит независимо определить параметры линзы. Кроме того, измерения лучевой скорости звезды Kojima-1L с помощью телескопов 8-метрового класса и выше позволят независимо измерить массу нептуна Kojima-1L b, определить наклонение его орбиты и, возможно, обнаружить другие планеты в этой системе.

Примечание от 2 января 2020 года. При ближайшем рассмотрении Feynman-1 и Kojima-1L оказались одной и той же системой (TCP J05074264+2447555). Поскольку параметры Kojima-1L определены с гораздо большей точностью, в базе остается именно она.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.11802.pdf
https://arxiv.org/pdf/1912.00038.pdf

 

 

14 декабря 2019
GJ 1252 b: горячий аналог Меркурия

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – прекрасная цель для поиска рядом с ними небольших планет (суперземель и планет земного типа). Благодаря небольшому размеру дисков таких звезд транзиты их планет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по диску солнцеподобных звезд. Также из-за меньшей массы M-звезда сильнее откликается на гравитационное влияние своих планет, так что их массы легче измерить.

13 декабря 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты земного типа у красного карлика GJ 1252. Планета была обнаружена TESS на 13 секторе, наблюдавшемся с 19 июня по 17 июля 2019 года, подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Также звезда прошла процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал или загрязнить его).

GJ 1252 (TOI-1078, LHS 492) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 20.385 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.38 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.39 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в ~51 раз меньше светимости Солнца. Медленное вращение и низкий уровень активности говорят о зрелом возрасте этой звезды.

Кривая блеска GJ 1252 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 0.51823 суток (12 часов 26 минут!) и глубиной 850 ppm, соответствующей планете с радиусом 1.193 ± 0.074 радиусов Земли. 20 замеров лучевой скорости звезды с помощью HARPS позволили измерить массу планеты – она оказалась равной 2.09 ± 0.56 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.8 ± 2.2 г/куб.см, свидетельствующей о железокаменном составе. Этот горячий аналог Меркурия вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 1.37 млн. км (~5 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 997 ± 53К.

GJ 1252 b (показана красным цветом) на плоскости масса-радиус среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы (показаны голубыми кружками, слева направо) Меркурий, Марс, Венера, Земля, Уран и Нептун.

Кроме колебаний, вызванных влиянием планеты, лучевая скорость GJ 1252 демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одной планеты на широкой орбите.

Близость планеты к звезде делает эту систему интересной для ее изучения методами эмиссионной спектроскопии – определения альбедо планеты и измерения температуры ее дневной стороны. Скорее всего, GJ 1252 b лишена сколь-нибудь заметной атмосферы, так что ее трансмиссионный спектр окажется плоским. Авторы призывают продолжить мониторинг лучевой скорости звезды ради уточнения массы транзитной планеты и обнаружения в этой системе дополнительных (не транзитных) планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1912.05556.pdf

 

 

11 декабря 2019
XO-7 b: транзитный горячий гигант с массивным компаньоном на широкой орбите

В настоящее время существуют две основные гипотезы образования горячих юпитеров. Считается, что планеты-гиганты формируются за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Согласно одной из гипотез, миграция происходит благодаря гравитационному взаимодействию молодого гиганта с протопланетным диском и происходит достаточно спокойно и плавно – планета постепенно по спирали приближается к своей звезде. Согласно другой гипотезе, миграция начинается с драматичного эпизода планет-планетного рассеяния или благодаря гравитационному взаимодействию с удаленным массивным компаньоном – сначала планета переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита постепенно скругляется приливными силами. Первая гипотеза предсказывает малые наклонения орбит планет к оси вращения звезды. Согласно второй гипотезе, итоговые орбиты горячих юпитеров могут быть резко наклонены и даже могут стать ретроградными или полярными. Скорее всего, в природе реализуются оба сценария.

Орбиты многих горячих юпитеров действительно резко наклонены, однако поиск дополнительных компаньонов в этих системах редко заканчивается успехом. Как правило, горячие юпитеры одиноки. Однако есть и важные исключения (например, HAT-P-17, WASP-41, KELT-6 и др.). В этих системах помимо горячих гигантов были открыты массивные планеты на широких орбитах, взаимодействие с которыми могло вызвать высокоэксцентричную миграцию.

9 декабря 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию нового транзитного горячего юпитера XO-7 b, в системе которого есть массивный компаньон.

XO-7 (BD+85 317) – звезда главной последовательности спектрального класса G0, удаленная от нас на 234.1 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 1.4 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.48 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превышает солнечную. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст XO-7 оценивается в 1.2 ^+1.0/_-0.7 млрд. лет.

На расстоянии 8 угловых секунд от XO-7 находится оранжевый карлик, однако параллаксы обеих звезд, измеренные «Гайей», говорят о том, что они физически не связаны и только проецируются в близкие точки неба. Других компаньонов в окрестностях родительской звезды обнаружено не было.

Кривая блеска XO-7 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 2.86414 земных суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту с радиусом 1.373 ± 0.026 радиусов Юпитера. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE. Масса планеты оказалась равной 0.709 ± 0.034 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.34 ± 0.027 г/куб.см, типичной для горячих юпитеров. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0442 ± 0.0006 а.е. (~6.43 звездных радиуса) и нагрета до 1743 ± 23К.

Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф -0.148 ± 0.011 м/с в сутки. За два года наблюдений приращение скорости звезды составило 100 м/с, причем линейный характер приращения не изменился. Это говорит о наличии в системе XO-7 массивного (тяжелее 4 масс Юпитера) компаньона на широкой орбите. Компаньоном может быть планета-гигант, коричневый карлик и даже маломассивная звезда. Чтобы определить природу компаньона, необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1912.02821.pdf

 

 

5 декабря 2019
G 9-40 b: мини-нептун с температурным режимом Меркурия

Среди множества транзитных планет, обнаруженных «Кеплером», планет у красных карликов довольно мало – команда миссии выбирала в качестве целей преимущественно солнцеподобные звезды. Ситуация немного улучшилась с началом расширенной миссии K2, когда в число целей были включены сравнительно близкие и яркие красные карлики.

С точки зрения трансмиссионной спектроскопии такие звезды наиболее интересны – небольшие размеры их дисков позволяют изучать на просвет атмосферы планет небольшого размера (нептунов и суперземель). Кроме того, небольшие массы красных карликов облегчают измерения масс их планет методом лучевых скоростей.

2 декабря 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации мини-нептуна у красного карлика G 9-40. Это вторая по удаленности система, обнаруженная K2 (после K2-129). Относительная яркость родительской звезды (+9.2 в инфракрасной полосе K_s) делает эту систему интересной целью для изучения свойств атмосферы планеты с радиусом около двух земных и умеренным тепловым режимом.

G 9-40 (EPIC 212048748) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 27.93 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.29 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.307 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость в ~93.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается слабой активностью и зрелым возрастом 9.9 ^+2.6/_-4.1 млрд. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 5.746 земных суток и глубиной ~3500 ppm, соответствующей планете с радиусом 2.03 ± 0.11 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Вероятность не планетной природы сигнала оценивается авторами работы в 10^-6.

Чтобы оценить массу планетного кандидата, исследователи получили 4 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли (HET). Конструкция спектрографа дает возможность использовать т.н. «лазерную гребенку», увеличивающую внутреннюю точность спектрографа до 20 см/с. Однако авторы из опасения загрязнить светом лазера спектр звезды «гребенку» не использовали, и точность единичного замера составила только 6.1 м/с. Поэтому массу планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел. С достоверностью 99.7% масса G 9-40 b не превышает 11.7 масс Земли.

Исходя из теоретических соотношений масса-радиус, авторы оценили массу планеты в 5.0 ^+3.8/_-1.9 масс Земли. Гравитационное влияние планеты должно наводить на родительскую звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 4.1 ^+3.1/_-1.6 м/с – величиной, вполне доступной для измерения лучшими современными спектрографами. В заключении своей работы авторы призывают коллег все-таки измерить массу этой планеты.

Температурный режим G 9-40 b грубо соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура планеты в предположении нулевого альбедо оценивается в 456 ± 40К).

Планета G 9-40 b (подписана и выделена красным цветом) на плоскости «расстояние до системы – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет с радиусами меньше 4 радиусов Земли. Розовым цветом выделены планеты у звезд холоднее 4000К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1912.00291.pdf

 

 

25 ноября 2019
В системе HIP 41378 у всех планет низкие плотности

Измерение масс транзитных планет позволяет определять их средние плотности, а значит – делать выводы о химическом составе. Особенно интересно изучение транзитных планет, более прохладных, чем горячие юпитеры. 19 ноября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе HIP 41378. Из пяти транзитных планет массы были измерены у трех, а на массы двух были наложены верхние пределы. Кроме того, была обнаружена шестая (не транзитная) планета.

Система HIP 41378 была представлена в июне 2016 года. «Кеплер» снимал фотометрию этой звезды в рамках 5 наблюдательной кампании расширенной миссии K2, которая продлилась 75 суток. Были обнаружены две транзитные планеты b и c с орбитальными периодами 15.57 и 31.7 земных суток и радиусами ~2.9 и ~2.56 радиусов Земли. Кроме того, на кривой блеска прорисовались еще три одиночных транзита трех дополнительных планет. Для уточнения строения этой интересной системы явно требовались дополнительные наблюдения.

Чтобы измерить массы планет в этой системе и уточнить орбитальные периоды внешних планет, авторы получили 464 замера лучевой скорости HIP 41378 с помощью спектрографов SOPHIE, HARPS, HARPS-N, HIRES и PFS. Высококачественные спектры позволили также уточнить параметры родительской звезды.

HIP 41378 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 103 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 1.16 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.273 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.32 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 3.1 ± 0.6 млрд. лет.

Первая планета этой системы – горячий мини-нептун HIP 41378 b, чей радиус после уточнения радиуса звезды оценивается в 2.595 ± 0.036 радиусов Земли, а масса – в 6.9 ± 0.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.17 ± 0.28 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1283 ± 0.0015 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.06. Ее эффективная температура достигает 959 ± 9К.

Вторая планета – еще один мини-нептун HIP 41378 c массой 4.4 ± 1.1 масс Земли и радиусом 2.73 ± 0.06 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 1.2 ± 0.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды практически по круговой орбите (эксцентриситет 0.04 ± 0.03) на среднем расстоянии 0.2061 ± 0.0024 а.е., ее эффективная температура составляет 757 ± 7К.

Третья планета HIP 41378 g оказалась не транзитной, поэтому ее радиус неизвестен. Минимальная масса планеты оценивается в 7.0 ± 1.5 масс Земли, однако поскольку планетная система HIP 41378 достаточно плоская, вряд ли наклонение орбиты этой планеты сильно отличается от 88°, поэтому ее истинная масса будет очень близка к минимальной. Планета вращается на среднем расстоянии 0.3227 ± 0.0036 а.е. (эксцентриситет орбиты 0.06 ^+0.06/_-0.04) и делает один оборот за 62.06 ± 0.32 земных суток, ее эффективная температура – 605 ± 5К. Скорее всего, она также является мини-нептуном.

Три внутренние планеты образуют цепочку орбитальных резонансов 1:2:4, такой же резонанс связывает три внутренних галилеева спутника Юпитера Ио, Европу и Ганимед.

Четвертая известная планета HIP 41378 d имеет радиус типичного нептуна – 3.54 ± 0.06 радиусов Земли, однако ее масса не превышает 4.6 масс Земли (с достоверностью 95% средняя плотность меньше 0.56 г/куб.см). Ее орбитальный период – 278.36 земных суток – принят исходя из двух соображений: продолжительности единственного транзита и предположения о наличии орбитального резонанса с планетами e и f. Орбита этой планеты также близка к круговой, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (T_эф = 367 ± 3 K).

Пятая планета HIP 41378 e имеет радиус 4.92 ± 0.09 радиусов Земли и орбитальный период 369 ± 10 земных суток. Формально ее масса составляет 12 ± 5 масс Земли, но поскольку погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 22 масс Земли. Низкая средняя плотность планеты (формально 0.55 ± 0.23 г/куб.см, строго – менее 0.82 г/куб.см) говорит об обилии летучих веществ в ее составе. Температурный режим этой планеты близок к температурному режиму Венеры (эффективная температура – 335 ± 4К).

Но самой воздушной и рыхлой оказалась шестая планета HIP 41378 f. При радиусе 9.2 ± 0.1 радиусов Земли, сравнимом с радиусом Сатурна, масса планеты оказалась равной всего 12 ± 3 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.09 ± 0.02 г/куб.см! Планета вращается вокруг родительской звезды по круговой орбите (эксцентриситет 0.004) на расстоянии 1.37 ± 0.02 а.е., ее орбитальный период составляет 542.08 земных суток, эффективная температура – всего 294 ± 3К. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Настолько низкую среднюю плотность у такой прохладной и не слишком молодой планеты трудно объяснить, исходя из моделей планет-гигантов, поэтому авторы предположили, что большие размеры HIP 41378 f – кажущиеся, т.е. сама планета меньше по размерам, но окружена протяженными оптически толстыми кольцами. Чтобы проверить эту гипотезу, авторы предлагают пронаблюдать транзиты планеты f в инфракрасном диапазоне, где оптическая толщина колец должна быть меньше.

Три внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:4:6, а вся система составляет длинную цепочку резонансов 1:2:4:18:24:36. В широком зазоре между планетами g и d, возможно, есть еще не открытые планеты.

Авторы возлагают большие надежды на спектрограф ESPRESSO на VLT, чья внутренняя (инструментальная) точность достигает 0.1 м/с. Измерения лучевой скорости HIP 41378 с этой точностью позволят измерить массы планет d и e и, возможно, открыть новые планеты в зазоре между планетами g и d.

Планеты системы HIP 41378 на плоскости масса-радиус на фоне других транзитных экзопланет. Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Голубым цветом показана область параметров, где планеты окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами. Число Z характеризует долю тяжелых элементов в составе планеты (при Z = 0 планета чисто водородно-гелиевая).

Планеты системы HIP 41378 (показаны оранжевыми квадратами) на плоскости «освещенность – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет, вращающихся вокруг звезд ярче +10 звездной величины в спектральной полосе Ks . Зелеными полосами показаны оптимистичная и консервативная обитаемые зоны. Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Юпитер и Сатурн.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1911.07355.pdf

 

 

15 ноября 2019
Эксцентричный горячий юпитер TOI-677 b

Подавляющее большинство транзитных планет, особенно обнаруженных наземными транзитными обзорами, имеют орбитальные периоды короче 10 суток. Такие тесные, близкие к звезде орбиты постепенно скругляются приливными силами, «замывая» динамическую историю планеты. Однако приливные силы быстро спадают с расстоянием, так что планеты с более долгими периодами сохраняют свои орбиты в течение миллиардов лет. Поэтому открытие транзитных планет с периодами длиннее 10 суток вызывает повышенный интерес.

14 ноября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию эксцентричного горячего юпитера TOI-677 b с периодом 11.2366 земных суток. Транзитный кандидат был обнаружен TESS во время наблюдений 9 и 10 секторов, массу кандидата измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FEROS, CORALIE, CHIRON и др.

TOI-677 – звезда главной последовательности спектрального класса F, удаленная от нас на 142.5 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 1.18 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.28 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.3 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.9 ± 0.8 млрд. лет.

При массе планеты 1.24 ± 0.07 масс Юпитера ее радиус составляет 1.17 ± 0.03 радиуса Юпитера, т.е. планета почти не раздута. TOI-677 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1038 ± 0.0017 а.е. и эксцентриситетом 0.435 ± 0.021. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.0586 а.е. в перицентре до 0.149 а.е. в апоцентре, т.е. в ~2.5 раза. Усредненная по периоду эффективная температура планеты составляет 1252 ± 21К.

Помимо колебаний, наведенных планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 1.58 ± 0.19 м/с в сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите.

TOI-677 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветом отображена эффективная температура планет. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной средней плотности 0.3, 3 и 30 г/куб.см. Черной сплошной линией показано модельное соотношение масса-радиус для планет-гигантов с массой ядра 10 масс Земли.

Благодаря яркости звезды (+9.8) и ее быстрому вращению система является прекрасной целью для измерения наклона орбиты планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Судя по «взболтанности» этой системы, наклон может быть значительным.

TOI-677 b на плоскости «период – эксцентриситет» среди других транзитных планет с хорошо определенными параметрами. Размеры кружков отображают массы планет. Черными точками с вертикальными отрезками показаны средние эксцентриситеты (с погрешностями) планет с разными орбитальными периодами. Как можно видеть, с увеличением орбитального периода средний эксцентриситет орбит планет растет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1911.05574.pdf

 

 

14 ноября 2019
TESS обнаружил транзиты эксцентричного гиганта HD 118203 b

Транзитный метод поиска позволяет определять радиус планет, а метод лучевых скоростей – проективную (минимальную) массу. Применяемые совместно, оба метода дают возможность определять истинную массу и среднюю плотность, а значит – накладывать ограничения на химический состав планет. Как правило, планеты с известным радиусом и массой сначала обнаруживаются широкоугольными транзитными обзорами, а затем массы транзитных кандидатов измеряют методом лучевых скоростей. Однако для 11 планет все было наоборот – сначала их открыли методом лучевых скоростей, а затем выяснилось, что те проходят по дискам своих звезд. Такая же ситуация сложилась с планетой HD 118203 b.

Эксцентричный горячий гигант HD 118203 b был представлен еще в 2005 году. Его минимальную массу оценили в 2.13 масс Юпитера, орбитальный период – в 6.134 земных суток, эксцентриситет орбиты достигал 0.31. Планета вращалась вокруг желтого субгиганта массой 1.26 солнечных масс и радиусом 2.1 солнечных радиусов – большой размер звездного диска сделал транзиты мелкими, благодаря чему они и оставались незамеченными почти 15 лет.

Миссия TESS наблюдала звезду HD 118203 на 15-м секторе. Кривая блеска звезды продемонстрировала пять четких транзитных событий с периодом 6.135 земных суток и глубиной ~0.3%, соответствующей планете-гиганту. Радиус планеты оказался равным 1.133 ± 0.03 радиуса Юпитера, что при массе 2.17 ± 0.08 масс Юпитера приводит к средней плотности 1.85 ± 0.13 г/куб.см. Наблюдения транзитов позволили уточнить параметры эллиптической орбиты планеты: большой полуоси (0.0708 ± 0.0011 а.е.) и эксцентриситета (0.316 ± 0.021). HD 118203 b находится на границе между горячими юпитерами, чьи орбиты скруглены приливными силами, и более удаленными планетами, сохраняющими эксцентриситеты своих орбит на протяжении миллиардов лет.

Яркость родительской звезды (+8.06), относительно короткий период и эксцентричность орбиты делает систему HD 118203 интересной целью для наблюдений фазовой кривой (зависимости яркости системы HD 118203 в инфракрасном диапазоне от орбитальной фазы планеты). Наблюдения вторичного минимума позволят построить тепловую карту дневного полушария HD 118203 b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1911.05150.pdf

 

 

13 ноября 2019
TOI-132 b: плотный горячий нептун

Данные «Кеплера» показали, что распределение небольших горячих планет по радиусам является бимодальным – существует примерно двухкратный дефицит планет с радиусами 1.7-1.8 радиусов Земли относительно планет с радиусами ~1.5 и ~2 радиусов Земли (т.н. зазор Фултона). Наличие зазора связывают с фотоиспарением водородных атмосфер горячих мини-нептунов под действием коротковолновой радиации близкой родительской звезды. Помимо зазора Фултона наблюдается и т.н. «пустыня горячих нептунов» – почти полное отсутствие планет с радиусами 3-10 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3 земных суток. Причина появления «пустыни горячих нептунов» пока не известна, во всяком случае, фотоиспарением ее объяснить не удалось.

Некоторое количество планет в «пустыне» все-таки есть, их изучение поможет понять происхождение «пустыни» и ее границы. 9 ноября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего нептуна TOI-132 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TESS наблюдал звезду TOI-132 на первом секторе (с 25 июля по 22 августа 2018 года). После выявления транзитного кандидата и прохождения стандартной процедуры валидации было получено 20 замеров лучевой скорости звезды с погрешностью единичного замера 1.3-3 м/с. Это позволило измерить и массу, и радиус новой планеты, оценить ее среднюю плотность и химический состав.

TOI-132 (TYC 8003-1117-1, TIC 89020549) – звезда главной последовательности спектрального класса G8 V, удаленная от нас на 164.5 ± 1.1 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.90 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.60 ± 0.05 солнечных. Возраст звезды составляет 6.34 ^+0.42/_-2.35 млрд. лет.

При радиусе 3.43 ± 0.14 радиусов Земли масса планеты TOI-132 b достигает 22.8 ± 1.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.11 ± 0.45 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.026 ± 0.003 а.е. (~6.3 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.087 ± 0.057, и делает один оборот за 2.1097 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1384 ⁺⁵³/_-75 К.

Планета TOI-132 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «период – радиус» (вверху) и «масса – радиус» (внизу) среди других транзитных экзопланет. Оранжевым треугольником показана пустыня горячих нептунов. На нижнем рисунке для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Сравнительно высокая средняя плотность горячего нептуна TOI-132 b говорит о том, что он уже утратил значительную долю своей водородно-гелиевой атмосферы. Масса атмосферы TOI-132 b оценивается в 4.3 ^+1.2/_-2.3%, что существенно ниже величины, типичной для нептунов (10-20%). Скорее всего, истекание атмосферы продолжается и сейчас. Возможно, в будущем удастся обнаружить горячую водородную корону вокруг этой планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1911.02012.pdf

 

 

5 ноября 2019
Открыта холодная планета-гигант у звезды эпсилон Индейца A

И метод измерения лучевых скоростей, и астрометрия являются косвенными методами, позволяющими обнаруживать внесолнечные планеты по их влиянию на родительскую звезду. Оба этих метода фиксируют движение звезды вокруг центра масс системы «звезда + планета», но если в методе лучевых скоростей измеряется скорость звезды вдоль луча зрения, то в астрометрических наблюдениях – проекция траектории звезды на небесную сферу. Метод измерения лучевых скоростей сам по себе позволяет измерять не истинную массу планеты, а только проективную (или минимальную) массу, т.е. произведение m sin i, где i – наклонение орбиты к лучу зрения. Добавление астрометрических данных позволяет восстановить трехмерную траекторию звезды, а значит – определить и массу планеты, и наклонение ее орбиты.

Отклонение видимой траектории звезды от прямой линии будет тем заметнее, чем больше масса планеты и чем ближе к нам находится звезда, поэтому астрометрический метод удобнее всего для поиска планет-гигантов у ближайших звезд. 16 октября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивной планеты у звезды эпсилон Индейца A.

Эпсилон Индейца A (HD 209100, HIP 108870, HR 8387, GJ 845) – звезда главной последовательности спектрального класса K2 V, удаленная от нас на 3.639 ± 0.003 пк. Ее масса оценивается в 0.754 ± 0.043 солнечных масс, радиус – в 0.76 солнечных радиусов, светимость составляет 0.239 ± 0.001 светимости Солнца. Звезда приближается к нам со скоростью 40 км/с. На расстоянии 1460 а.е. (в проекции на небесную сферу) от главного компонента A находится пара коричневых карликов B и C спектральных классов T1 V и T6 V, разделенных расстоянием 0.6 угловых секунд (~2.5 а.е. в проекции на небесную сферу). Возраст системы достаточно неуверенно оценивается в 4 млрд. лет.

Авторы проанализировали многочисленные замеры лучевой скорости звезды эпсилон Индейца A, полученные за последние два десятилетия спектрографами HARPS и UVES, а также данные о ее положении на небесной сфере, полученные «Гайей». Оба набора данных очертили дугу – часть эллиптической орбиты, по которой движется звезда под гравитационным влиянием массивной планеты. Массу планеты оценили в 3.25 ^+0.39/_-0.65 масс Юпитера, ее орбитальный период – в 45.2 ^+5.7/_-4.8 земных лет. Эксцентриситет орбиты гиганта составил 0.26 ^+0.07/_-0.03, большая полуось орбиты – 11.6 ± 0.9 а.е. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Урана и Нептуна.

Удалось также оценить наклонение орбиты к лучу зрения – 64.3 ^+11.8/_-6.1°.

Орбита планеты эпсилон Индейца A b и ее положение относительно центральной звезды в проекции на небесную сферу. Красными цифрами указаны годы.

Благодаря своей близости к нам планета является прекрасной целью для будущих прямых наблюдений (получения снимков). В 2020 году видимое расстояние между планетой и звездой составит 1.1 угловых секунд, но в 2030 году – уже 3.3 угловых секунд. Планету попробуют обнаружить с помощью телескопа им. Джеймса Вебба и миссии WFIRST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1910.06804.pdf

 

 

29 октября 2019
Измерены массы планет в системе K2-138

Для ясного понимания процессов формирования и эволюции планетных систем необходимо определять массы и радиусы как можно большего числа планет, особенно планет малых масс. А значит, необходимо измерять массы транзитных планет. Наиболее продвинутым и надежным методом измерения масс является метод лучевых скоростей, фиксирующий колебания звезды под влиянием гравитации ее планет. Сочетание транзитного метода и метода лучевых скоростей позволяет определять среднюю плотность, а значит – оценивать химический состав и физическую природу планет.

Самый успешный и плодотворный проект по поиску экзопланет – космический телескоп им. Кеплера – позволил обнаружить более 2.5 тысяч планет, однако в большинстве своем они вращаются вокруг тусклых звезд 14-16 звездной величины, для которых точное измерение масс методом лучевых скоростей сильно затруднено. Впрочем, после выхода из строя второго маховика системы ориентации и начала расширенной миссии K2 телескоп стал наблюдать в среднем более яркие звезды, ярче +13 величины. Во время 12-й наблюдательной кампании «Кеплер» обнаружил удивительную компактную систему K2-138, включающую в себя пять транзитных планет с радиусами от 1.5 до 3.4 радиусов Земли, упакованных в плотную цепочку орбитальных резонансов 3:2. Также на кривой блеска звезды прорисовались два транзита шестой планеты, которую в дальнейшем удалось подтвердить с помощью «Спитцера».

Сравнительная яркость (+12.2) звезды K2-138 давала надежду измерить массы планет методом лучевых скоростей. Для этого в период с 25 сентября 2017 года по 4 сентября 2018 года было получено 215 замеров ее лучевой скорости с помощью спектрографа HARPS. Это позволило определить массы четырех внутренних планет, а на массы двух внешних наложить верхние пределы. Расстояние до системы было уточнено с помощью астрометрической миссии «Гайя».

K2-138 – звезда главной последовательности спектрального класса G8 V, удаленная от нас на 208.9 ^+6.5/_-4.9 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше светимости Солнца. Возраст звезды очень неуверенно определяют в 2.8 ^+3.8/_-1.7 млрд. лет.

Внутренние пять планет системы K2-138 составляют единую цепочку орбитальных резонансов, их орбитальные периоды равны 2.353, 3.560, 5.405, 8.261 и 12.758 земных суток, орбитальный период шестой планеты достигает 41.968 суток. Радиусы планет (от внутренней планеты к внешней) оцениваются в 1.51 ^+0.11/_-0.08, 2.30 ^+0.12/_-0.09, 2.39 ^+0.10/_-0.08, 3.39 ^+0.16/_-0.11, 2.90 ^+0.16/_-0.11 и 3.01 ^+0.30/_-0.25 радиусов Земли. Иначе говоря, перед нами одна суперземля, два мини-нептуна и три нептуна. Все орбиты близки к круговым. Массы четырех внутренних планет оказались равными (от внутренней планеты к внешней) 3.1 ± 1.1, 6.3 ± 1.2, 7.9 ± 1.4 и 13 ± 2 масс Земли, массы двух внешних планет не превышают 8.7 и 25.5 масс Земли. Все шесть планет горячее Меркурия – их эффективные температуры оцениваются в 1308 ± 24, 1140 ± 21, 992 ± 18, 861 ± 16, 745 ± 14 и 501 ± 9К.

Средняя плотность планеты b достигает 4.9 ^+2.0/_-1.8 г/куб.см, что не исключает железокаменного состава, хотя, скорее, даже эта планета содержит заметную долю летучих веществ. Низкие средние плотности остальных планет (~2.8, ~3.2 и ~1.8 г/куб.см) говорят о том, что все они сохранили первичные протяженные водородно-гелиевые атмосферы.

Планеты системы K2-138 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет массой меньше 20 масс Земли и радиусами меньше 5 радиусов Земли. Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Голубым цветом отмечена область параметров, где планеты окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.

Авторы надеются, что будущие наблюдения K2-138 с помощью спутника ChEOPS позволят измерить массы внешних планет методом тайминга транзитов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.13527.pdf

 

 

28 октября 2019
Открыта вторая планета в системе 7 Большого Пса

В отличие от транзитного метода поиска экзопланет метод измерения лучевых скоростей позволяет находить планеты в широком диапазоне наклонений орбит. Однако этот метод – не прямой, он фиксирует суммарный отклик звезды на свою планетную систему, и требуется немало времени, чтобы отделить влияние одной планеты от влияния другой. Нередко бывает, что сначала у звезды обнаруживают одну планету на эксцентричной орбите, которая в дальнейшем оказывается суперпозицией двух планет, находящихся в одном из орбитальных резонансов низкого порядка.

15 октября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты у красного гиганта 7 Большого Пса (HD 47205).

Первая планета-гигант у этой звезды была представлена еще в 2011 году. Тогда ее минимальную массу (параметр m sin i) оценили в 2.6 ± 0.6 масс Юпитера, орбитальный период составил 763 ± 17 земных суток, эксцентриситет – 0.14 ± 0.06. Однако регулярные отклонения наблюдаемых замеров лучевой скорости от наилучшей кеплеровской кривой говорили о наличии в этой системе еще как минимум одной планеты.

К настоящему моменту общее время наблюдений превысило 19 лет, получено 182 замера лучевой скорости звезды – это позволило оценить свойства обеих планет более определенно. Вместо одной планеты на эксцентричной орбите перед нами оказались две на близких к круговым орбитах в резонансе 4:3. Двухпланетная система 7 Большого Пса стала третьей системой с орбитальным резонансом 4:3 после HD 200964 и HD 5319.

Минимальную массу внутренней планеты b оценили в 1.85 ± 0.06 масс Юпитера, орбитальный период – в 735.1 ^+14.8/_-1.0 земных суток, эксцентриситет орбиты – в 0.06 ± 0.03. Минимальная масса внешней планеты c меньше – 0.87 ± 0.06 масс Юпитера, орбитальный период – 996.0 ^+1.5/_-52.4 земных суток, эксцентриситет орбиты 0.08 ± 0.05. Температурный режим обеих планет оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Из-за близости орбит друг к другу и солидных масс обе планеты должны заметно возмущать движение друг друга. Исследователи проанализировали динамическую устойчивость этой системы и нашли, что для большей части пространства параметров, формально удовлетворяющих двухпланетному кеплеровскому решению, система является неустойчивой! Существует только узкая «разрешенная» зона, где резонанс позволяет сохранять устойчивость дольше нескольких десятков миллионов лет. На этом «островке стабильности» орбитальные периоды планет равны 736.9 и 988.9 земных суток, эксцентриситеты орбит – 0.055 и 0.046, большие полуоси орбит – 1.761 и 2.143 а.е.

Пока не очень ясно, как могла сформироваться такая система. Расчеты показывают, что пары планет в резонансе 4:3 могут формироваться лишь в тонком, изотермическом по вертикали, ламинарном протопланетном диске с почти постоянной поверхностной плотностью. В целом теоретикам предстоит еще немало поломать голову над объяснением всего многообразия наблюдаемых планетных систем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1910.05853.pdf

 

 

24 октября 2019
Измерены массы планет в системах Kepler-103 и Kepler-86

Транзитный метод поиска позволяет измерять радиус экзопланет, а метод лучевых скоростей – минимальную массу. Применяемые вместе, эти два метода дают возможность определить истинную массу и среднюю плотность планет, а значит – оценить их физическую природу и химический состав. К настоящему времени сразу и массы, и радиусы были измерены у пяти сотен планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров. Однако для развития сравнительной планетологии необходимо измерять эти величины у как можно большего числа планет, причем находящихся на разных расстояниях от звезды и имеющих различный возраст.

9 октября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системах Kepler-103 и Kepler-86 (PH-2). Обе системы включают в себя сравнительно долгопериодические планеты-гиганты с умеренным тепловым режимом.

Двухпланетная система Kepler-103 (KOI-108) была представлена еще в 2010 году. Однако на тот момент она прошла только статистическое подтверждение (валидацию). Чтобы измерить массы обеих планет, авторы статьи с 22 мая 2014 года по 6 октября 2015 года получили 60 замеров лучевой скорости с помощью спектрографа HARPS-N со средней погрешностью одного измерения 5.1 м/с. Кроме измерения массы планет эти наблюдения позволили существенно уточнить параметры родительской звезды.

Звезда Kepler-103 удалена от нас на 502 ± 6 пк. Ее спектральный класс – G0, масса оценивается в 1.212 ^+0.024/_-0.033 солнечных масс, радиус – в 1.492 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.6 раза превышает солнечную. По всей видимости, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

У Kepler-103 известны две транзитные планеты с орбитальными периодами 15.965 и 179.61 земных суток и радиусами 3.49 ± 0.06 и 5.45 ± 0.18 радиусов Земли, соответственно. Массу внутренней Kepler-103 b оценили в 11.7 ± 4.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.52 ^+0.57/_-0.61 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.133 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ^+0.29/_-0.12. Масса внешней планеты Kepler-103 c составила 58.5 ± 11.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.98 ± 0.44 г/куб.см – перед нами не легкий газовый гигант, а тяжелый нептун. Kepler-103 c вращается по орбите с большой полуосью 0.668 ^+0.019/_-0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.10 ^+0.09/_-0.07, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Систему Kepler-86 обнаружили в 2013 году астрономы-любители из проекта Охотников за планетами (Planet Hunters). Как и Kepler-103, она прошла процедуру валидации. С 29 сентября 2013 года по 19 мая 2016 года авторы статьи с помощью HARPS-N получили 33 замера лучевой скорости звезды Kepler-86 со средней точностью единичного замера 6.1 м/с. Это позволило довольно точно оценить массу планеты.

Kepler-86 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 347.2 ± 3.7 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.961 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно на 13% меньше светимости Солнца.

Масса планеты Kepler-86 b составляет 108.8 ^+29.8/_-32.3 масс Земли (0.34 ± 0.1 масс Юпитера или ~1.14 масс Сатурна), радиус – 0.847 ± 0.014 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.7 ± 0.2 г/куб.см. Этот прохладный сатурн вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.824 ± 0.019 а.е. и эксцентриситетом 0.28 ± 0.13, и делает один оборот за 282.525 земных суток. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры.

Планеты системы Kepler-103 и Kepler-86 (PH-2) (показаны голубыми звездами) на плоскости «масса – радиус» (вверху) и «орбитальный период – средняя плотность» (внизу) среди других транзитных экзопланет с массой меньше 200 масс Земли. Цветными линиями на верхнем графике показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из холодного водорода (желтая линия), воды (синяя линия) и имеющих земной состав (зеленая линия).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1910.03518.pdf

 

 

17 октября 2019
WASP-174 b: раздутый горячий сатурн со скользящими транзитами

В прошлом году наземный транзитный обзор SuperWASP анонсировал планету-гигант, у которой был точно известен только орбитальный период – 4.2337 земных суток. Радиус планеты оценивался с колоссальной погрешностью 0.7-1.7 радиусов Юпитера из-за скользящего характера транзитов, а на массу был наложен только верхний предел в 1.3 масс Юпитера.

20 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Л. Манчини (L. Mancini) с коллегами, посвященная более тщательному изучению этой планеты. Исследователи провели дополнительные фотометрические наблюдения WASP-174 с помощью нескольких наземных телескопов метрового класса (в частности, 2.2-метрового телескопа MPG в Ла Силья), а также изучили кривую блеска этой звезды, полученную миссией TESS на 10-м секторе. Кроме того, они получили 16 замеров лучевой скорости WASP-174 с помощью спектрографа FEROS и прибавили эти данные к уже имеющимся. Все это позволило кардинально уточнить параметры планеты и системы в целом.

WASP-174 – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 406.8 ± 6.6 пк. Ее масса оценивается в 1.24 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.35 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 2.73 ± 0.16 раза превышает светимость Солнца. Возраст звезды составляет 2.2 ± 0.5 млрд. лет., при этом содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

При радиусе 1.44 ± 0.05 радиусов Юпитера масса планеты WASP-174 b оценивается всего в 0.33 ± 0.09 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.135 ± 0.042 г/куб.см. Этот рыхлый, воздушный горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0550 ± 0.0006 а.е. (~8.8 звездных радиусов), его эффективная температура – 1528 ± 17К. В середине транзита на звездный диск находит ~76% площади диска планеты.

Планета WASP-174 b (показана зеленым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массами менее 2.5 масс Юпитера. Розовый квадрат показывает область параметров, ограничивающую свойства этой планеты в статье первооткрывателей.

Благодаря своей раздутости и умеренной яркости родительской звезды планета WASP-174 b является хорошей целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Особенно результативными ожидаются наблюдения при помощи космического телескопа им. Джеймса Вебба.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.08674.pdf

 

 

14 октября 2019
NGTS-10 b: горячий гигант с самым коротким орбитальным периодом

К настоящему времени известно более 4 тыс. транзитных экзопланет, из которых 337 было открыто наземными транзитными обзорами, такими, как SuperWASP, HATNet, KELT и др. Подавляющее большинство этих планет являются горячими гигантами – их массы превышают 0.1 масс Юпитера, а орбитальные периоды короче 10 земных суток.

Казалось бы – чем короче орбитальный период, тем выше геометрическая вероятность транзитной конфигурации, поэтому наиболее короткопериодические планеты должны встречаться чаще всего. Однако это не так – из 337 планет только 6 имеют орбитальные периоды короче 1 земных суток. Это говорит о большой редкости подобных объектов. Ультракороткопериодические планеты – идеальная природная лаборатория по изучению приливного взаимодействия между планетой и родительской звездой.

30 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию самого короткопериодичного горячего гиганта из известных на данный момент – NGTS-10 b. Его орбитальный период составляет всего P = 0.766891 суток (18 часов 24 минуты 19.4 секунды)! Горячий юпитер WASP-19 b с периодом 0.788839 земных суток стал теперь вторым.

Наземный транзитный обзор NGTS опирается на фотометрические измерения, собираемые комплексом 12 одинаковых 20-сантиметровых автоматических телескопов в широкой спектральной полосе от зеленых до инфракрасных лучей (550-880 нм). Основные цели обзора – оранжевые и ранние красные карлики.

Блеск звезды NGTS-10 измерялся в течение 237 ночей в период с 21 сентября 2015 года по 14 мая 2016 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

NGTS-10 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 325 ± 29 пк. Его масса оценивается в 0.696 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.697 ± 0.036 солнечных радиусов, светимость примерно в 6 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается древним возрастом в 10.4 ± 2.5 млрд. лет, однако содержание тяжелых элементов в ее составе близко к солнечному. На расстоянии 1.2 угловых секунд от NGTS-10 находится звезда заднего фона спектрального класса F, которая попадает на тот же пиксель матрицы телескопа. Физически звезды никак не связаны. Световое загрязнение, создаваемое соседкой, было учтено для правильного определения параметров планеты NGTS-10 b.

Масса гиганта NGTS-10 b достигает 2.16 ± 0.1 масс Юпитера, что при радиусе 1.21 ^+0.11/_-0.08 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.43 ^+0.35/_-0.40 г/куб.см. Радиус определен не очень точно из-за скользящего характера транзитов (планета не целиком заходит на диск звезды). Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 0.0143 ± 0.001 а.е. (~4.45 звездных радиусов) и нагрет до температуры 1332 ± 54К. Большая полуось орбиты всего в 1.46 ± 0.18 раза превышает предел Роша – еще немного, и планета была бы разорвана приливными силами.

Планета NGTS-10 b (показана красной звездой) на плоскости «орбитальный период – масса» и «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массами выше 0.1 масс Юпитера и периодами короче 10 суток.

NGTS-10 b вращается вокруг своей звезды гораздо быстрее ее осевого вращения, а значит, тормозится приливными силами и постепенно по спирали приближается к звезде. Ожидаемые темпы изменения орбитального периода таковы, что их можно будет зафиксировать в ближайшие десятилетия. По расчетам авторов, через 10 лет орбитальный период NGTS-10 b может уменьшиться на 7 секунд, а еще через ~38 млн. лет планета будет разорвана.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.12424.pdf

 

 

29 сентября 2019
GJ 3512 b: эксцентричная планета-гигант у близкого красного карлика

В первое же десятилетие экзопланетных исследований было замечено, что распространенность планет-гигантов коррелирует с массой родительской звезды – чем массивнее звезда, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею массивную планету-гигант. Планеты красных карликов – наиболее легких звезд – в подавляющем большинстве имеют небольшие массы, меньше массы Нептуна. Однако нет правил без исключений. 27 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у близкого красного карлика с массой всего 0.123 ± 0.009 солнечных масс.

Несмотря на то, что красные карлики составляют большинство звезд Галактики, планет рядом с ними известно сравнительно немного. Это вызвано тусклостью M-звезд, затрудняющей исследования, а также высоким уровнем их активности, которая спадает с возрастом гораздо медленнее, чем у более массивных (солнцеподобных) звезд. Тем не менее, статистические исследования, проведенные как для транзитных планет, так и для планет, обнаруженных методом лучевых скоростей, говорят, что на каждый M-карлик приходится не менее 1-2.5 планет, преимущественно нептунов и суперземель.

Специально для обнаружения планет у красных карликов был организован обзор CARMENES, ведущий поиски методом измерения лучевых скоростей. К настоящему моменту длительность наблюдений в рамках этого обзора достигла 4 лет, что позволяет обнаруживать сравнительно долгопериодические планеты, находящиеся далеко за снеговой линией своих звезд.

GJ 3512 (LHS 252, LP 90-18) – тусклый красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный от нас на 9.489 ± 0.008 пк. Радиус звезды составляет всего 0.139 ± 0.005 радиусов Солнца, светимость в 637 раз меньше солнечной. Звезда проявляет умеренную хромосферную активность, однако ее медленное вращение (период около 87 суток) говорит о зрелом возрасте в 3-8 млрд. лет. В целом звезда очень похожа на Проксиму Центавра – звезду, ближайшую к Солнцу.

Лучевая скорость GJ 3512 демонстрирует когерентные колебания с периодом 203.59 ± 0.14 земных суток и полуамплитудой ~72 м/с, не сопровождающиеся никакими маркерами звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что эти колебания вызваны планетой с минимальной массой (m sin i) 0.463 ± 0.023 масс Юпитера, вращающейся вокруг родительской звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.338 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.436 ± 0.004. Температурный режим планеты грубо является промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Система GJ 3512 имеет самое высокое отношение массы планеты к массе звезды среди планетных систем M-звезд, обнаруженных методом лучевых скоростей, q = 0.0034. Однако это не предел – среди планетных систем, открытых с помощью гравитационного микролинзирования, встречаются и большие значения q.

Дополнительный дрейф лучевой скорости звезды свидетельствует о наличии в этой системе еще одной планеты на широкой орбите (с большой полуосью больше 1.2 а.е. и орбитальным периодом свыше 1390 суток). Возможно, планета b получила такой высокий эксцентриситет в результате планет-планетного рассеяния – в этом случае орбита внешней планеты тоже, скорее всего, будет эксцентричной.

Пока не ясно, как у такой маломассивной звезды образовались такие тяжелые планеты. Авторы предположили, что образование двух гигантов произошло не путем аккреции на ядро, как происходит формирование планет у большинства звезд, а благодаря гравитационной неустойчивости в протопланетном диске. Это могло случиться на самых ранних стадиях эволюции диска, когда в нем еще было много газа.

Благодаря близости к Солнцу и сравнительно широкой орбите система GJ 3512 оказалась прекрасной целью для астрометрической миссии «Гайя». Наблюдения «Гайи» уже помогли исключить для планеты b орбиты с наклонением меньше 8°, а значит, ее истинная масса не превышает 3.5 масс Юпитера. Исследователи надеются, что дальнейшие наблюдения «Гайи» позволят определить наклонение орбит обеих планет и тем самым – получить полное представление о строении этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1909/1909.12174.pdf

 

 

27 сентября 2019
K2-100 b: испаряющийся горячий нептун в рассеянном скоплении Ясли

Теоретические модели планетообразования предсказывают, что наиболее существенные изменения в составе атмосфер и орбитальных параметрах планет происходят в первые сотни миллионов лет их эволюции. Для проверки этих моделей необходимо наблюдать планеты в рассеянных звездных скоплениях, возраст которых хорошо известен. «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 обнаружил несколько транзитных планет в рассеянных скоплениях, в частности, в рассеянном скоплении Ясли (M 44) возрастом 750 млн. лет.

13 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы горячего нептуна K2-100 b, вращающегося вокруг молодой солнцеподобной звезды из скопления Ясли. Звезда K2-100 (EPIC 211990866) наблюдалась в рамках 5 и 18 кампаний миссии K2. Это молодая (возраст 750 ± 7 млн. лет) быстро вращающаяся звезда спектрального класса G0 V массой 1.15 ± 0.05 солнечных масс и радиусом 1.24 ± 0.05 солнечных радиусов. Ее кривая блеска демонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.6739 земных суток и глубиной около 800 ppm, соответствующий планете с радиусом около 3.9 земных. Звезда прошла процедуру валидации в 2017 году, когда вероятность не планетной природы транзитного сигнала оценили в 0.36%. Однако окончательным подтверждением планетной природы K2-100 b стала регистрация колебаний лучевой скорости звезды с тем же периодом, что был у транзитного кандидата.

Массу планеты измерили с помощью спектрографа HARPS-N, установленного на 3.58-метровом национальном телескопе им. Галилея в Ла Пальма, Испания. Авторы получили 78 замеров лучевой скорости K2-100, из которых 5 было отброшено из-за низкого отношения сигнал/шум. Дело осложнялось сильной хромосферной активностью звезды, что привело к заметной «зашумленности» данных и большим погрешностям.

Массу горячего нептуна K2-100 b оценили в 21.8 ± 6.2 масс Земли, что при радиусе 3.88 ± 0.16 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.04 ± 0.66 г/куб.см. Эффективная температура планеты достигает 1841 ± 41К. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии ~5.2 звездных радиусов и теряет массу с темпом 10¹¹-10¹² г/с. Через 5 млрд. лет ее радиус может уменьшиться на четверть, а доля водорода составит всего 0.1-0.7% полной массы планеты. В случае же, если истинная масса K2-100 b меньше 18 масс Земли, планета уже через 2 млрд. лет может полностью потерять свою первичную атмосферу.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.05252.pdf

 

 

16 сентября 2019
Водяной пар в атмосфере мини-нептуна K2-18 b

Планета K2-18 b была представлена в 2015 году. Это мини-нептун с радиусом 2.71 ± 0.07 радиусов Земли, вращающийся вокруг сравнительно близкого и яркого красного карлика спектрального класса M3 V с орбитальным периодом 32.94004 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты (265 ± 5К в предположении альбедо, равного 0.3) очень близка к эффективной температуре Земли. Масса K2-18 b, определенная методом лучевых скоростей, оценивается в 8.63 ± 1.35 масс Земли, что приводит к средней плотности ~2.4 г/куб.см. К сожалению, эта плотность слишком низка, чтобы планета могла считаться землеподобной.

Яркость родительской звезды (+8.89 в полосе K), оптимальный температурный режим планеты и ее размеры, не имеющие аналогов в Солнечной системе, привлекают к системе K2-18 повышенный интерес. 11 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи (ведущие авторы Bjorn Benneke и Angelos Tsiaras), посвященные обнаружению в атмосфере планеты водяного пара и облаков из водяного льда.

Чтобы получить трансмиссионный спектр K2-18 b, обе группы исследователей пронаблюдали 8 транзитов планеты с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» (WFC3). Полное время наблюдений составило 6.5 часов. Кроме того, авторы учли наблюдения транзитов K2-18 b в обоих рабочих каналах «Спитцера» (т.е. в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм). В результате был получен трансмиссионный спектр, в котором явно прорисовалась полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм. Группа Беннеке обнаружила водяной пар с достоверностью 3.9 сигма, группа Циараса – с достоверностью 3.6 сигма.

Трансмиссионный спектр планеты K2-18 b (из работы Benneke). Экспериментальные точки в интервале от 1.1 до 1.6 мкм – данные «Хаббла», два замера для 3.6 и 4.5 мкм – данные «Спитцера», замер в полосе от 0.5 до 0.9 мкм – данные «Кеплера». Синим цветом показаны различные модели атмосферы мини-нептуна. Заметна полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм.

Сравнение трансмиссионного спектра с различными моделями атмосферы мини-нептуна показало, что в атмосфере K2-18 b доминирует водород (этот вывод сделан обеими группами авторов). Отношение O/H оценивается в 1-300 солнечного (наиболее вероятное значение ~20). Верхушки облаков, сложенные кристаллами водяного льда, находятся на уровне давлений 30-300 миллибар (наиболее вероятное значение – 100 миллибар). В нижней толще облаков льдинки плавятся, а еще ниже идет дождь.

Положение верхушек облаков из водяного льда в зависимости от разного отношения O/H в атмосфере планеты (из работы Benneke).

К сожалению, регистрация таких знакомых и привычных водных облаков на планете, получающей почти столько же энергии, сколько получает Земля от Солнца, не означает ее потенциальной обитаемости. K2-18 b окутана протяженной водородной атмосферой, простирающейся на тысячи километров. Даже если у этой планеты есть твердая поверхность, атмосферное давление там, скорее всего, многократно превышает давление на дне Марианской впадины, а температура высока благодаря мощному парниковому эффекту. Однако открытие водяного пара в атмосфере мини-нептуна открывает дорогу аналогичным поискам в атмосферах планет меньшего размера, по своим свойствам больше напоминающих Землю.

Детальное изучение состава атмосферы K2-18 b станет возможно с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году.

Возможный облик планеты K2-18 b с точки зрения художника НАСА. Кредит изображения: https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/heic1916a.jpg

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.04642.pdf
https://arxiv.org/pdf/1909.05218.pdf

 

 

10 сентября 2019
В системе Kepler-88 открыта третья (не транзитная) планета

«Кеплер» обнаружил множество планетных систем с планетами, близкими к орбитальным резонансам низкого порядка (это означает, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа). В этом случае гравитационное взаимодействие планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ таких вариаций (тайминг транзитов или TTV-метод) позволяет обнаруживать дополнительные не транзитные планеты, а в случае, если обе резонансные планеты оказываются транзитными, измерять их массы.

Система Kepler-88 (KOI-142) была представлена в 2013 году. Она включает в себя одну транзитную планету – очень теплый нептун Kepler-88 b с орбитальным периодом 10.95 суток и радиусом 3.44 радиусов Земли, вращающейся вокруг молодой солнцеподобной звезды массой 0.99 ± 0.024 солнечных масс и радиусом 0.897 ± 0.016 солнечных радиусов. Транзиты Kepler-88 b заметно отклоняются от линейных эфемерид, что позволило почти сразу же обнаружить вторую (не транзитную) планету Kepler-88 c с массой около 200 масс Земли и орбитальным периодом ~22.34 суток. Орбиты обеих планет отличались небольшим, но заметным эксцентриситетом, чуть меньшим 0.06, а линии апсид находились в противофазе (т.е. угол между аргументами перицентров составил 180 ± 2°).

6 сентября 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей планеты в этой системе. Чтобы подтвердить наличие второй планеты, измерить массу первой и поискать в системе дополнительные тела, авторы статьи с 2013 по 2019 годы измеряли лучевые скорости звезды Kepler-88 с помощью спектрографа HIRES. Всего было получено 40 замеров с погрешностью единичного замера 2.5-3 м/с.

Помимо колебаний с периодом 22.27 ± 0.005 земных суток, явно обусловленных второй планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом около 4 лет и полуамплитудой около 60 м/с, что свидетельствовало о наличии в этой системе планеты-гиганта на сравнительно широкой орбите.

Чтобы уточнить параметры всех трех планет, авторы построили фотодинамическую модель этой системы, приняв во внимание как замеры лучевых скоростей, так и точное время транзитов планеты b. Это позволило довольно точно оценить параметры всех трех планет. Масса первой планеты оказалась равной 9.5 ± 1.2 масс Земли, что при радиусе 3.438 ± 0.076 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.29 ± 0.16 г/куб.см – перед нами типичный нептун. Масса второй планеты Kepler-88 c оказалась равной 0.674 ± 0.017 масс Юпитера, а наклонение ее орбиты – 93.14 ± 0.68° – планета «почти транзитная». Орбитальный период второй планеты составил 22.2649 ± 0.0007 земных суток. Таким образом, подтвердилось, что планеты b и c очень близки к резонансу 2:1, а эксцентриситеты их орбит немного меньше 0.06.

Авторы отмечают, что массы второй планеты, полученные TTV-методом и методом лучевых скоростей, находятся в очень хорошем согласии друг с другом (0.685 и 0.67 ± 0.033 масс Юпитера).

Третья планета Kepler-88 d имеет минимальную массу (параметр m sin i) 3.02 ± 0.19 масс Юпитера. К сожалению, наклонение ее орбиты из имеющихся данных оценить не удалось, так что истинная масса остается неизвестной. Анализ динамической устойчивости показывает, что трехпланетная система остается устойчивой вплоть до массы третьей планеты ~20 масс Юпитера. Kepler-88 d вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.464 ± 0.035 а.е. и эксцентриситетом 0.43 ± 0.05, и делает один оборот за 1414 ⁺²⁷/_-23 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.40 до 3.528 а.е., т.е. в 2.5 раза, ее средний температурный режим соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов.

Впрочем, возможно, перед нами не одна эксцентричная планета, а суперпозиция двух планет-гигантов на круговых орбитах в резонансе 2:1 (при небольшом количестве RV-замеров эти два варианта трудно различимы). Авторы планируют провести плотный мониторинг лучевых скоростей звезды Kepler-88 в период с ноября 2019 года по июнь 2020 года (где-то в этот период Kepler-88 d должна пройти перицентр), и определить, какая из гипотез ближе к истине.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1909.02427.pdf

 

 

30 августа 2019
HR 5183 b: массивный аналог Юпитера на резко эксцентричной орбите

И транзитный метод, и метод измерения лучевых скоростей наиболее чувствительны к планетам на тесных орбитах. Известно очень мало планет, удаленных от своих звезд далее 5 а.е. Поэтому свойства внешних частей планетных систем до сих пор остаются практически неизвестными. Конечно, несколько десятков планет на широких орбитах было открыто на снимках, полученных в инфракрасном диапазоне, но все эти планеты – массивные гиганты, вращающиеся вокруг очень молодых звезд, нагретые до высоких температур и излучающие за счет собственных запасов тепла.

Чувствительность метода измерения лучевых скоростей родительских звезд к долгопериодическим планетам ограничена продолжительностью наблюдений. Чтобы надежно обнаружить планету, необходимо, чтобы она совершила хотя бы один оборот вокруг своей звезды. Если оборот не завершен, и мы видим только часть орбиты – это сильно уменьшает точность определения параметров планеты. Многие RV-обзоры ведут наблюдения уже более 20 лет, что позволяет обнаруживать планеты с такими (и даже несколько большими) орбитальными периодами.

28 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у яркой звезды HR 5183 (HD 120066). Начиная с 1997 года, лучевые скорости этой звезды регулярно измеряются спектрографом HIRES на Кеке, с 1999 года – спектрографом Tull на обсерватории Мак-Дональда, а с 2013 года – еще и спектрографом APF. Всего было получено 357 замеров (78 на HIRES, 175 на Tull и 104 на APF). И если в первые 10 лет мониторинга лучевая скорость звезды оставалась примерно постоянной, то потом звезда начала быстро ускоряться под действием притяжения массивной планеты. В 2018 году изменение скорости сменило знак, что означало, что планета прошла перицентр. Рисунок изменения лучевой скорости звезды соответствовал наличию планеты на эксцентричной орбите, причем орбитальный период планеты достигал 74 ⁺⁴³/_-22 земных лет! Таким образом, HD 120066 b стала самой долгопериодичной планетой, обнаруженной RV-методом.

HR 5183 (HD 120066, HIP 67246) – звезда спектрального класса G0, удаленная от нас на 31.49 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.53 ± 0.06 солнечных радиусов. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 7.7 ± 1.4 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HR 5183 b составляет 3.23 ± 0.15 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 18 ⁺⁶/_-4 а.е. и эксцентриситетом 0.84 ± 0.04. Если ее удаленность в апоцентре определена плохо, то наблюдение прохождения перицентра довольно точно очертило ближайшую к звезде часть орбиты – расстояние в перицентре оценивается в 2.88 ± 0.09 а.е.

Пока неясно, как планета HR 5183 b оказалась на своей необычной орбите. На проективном расстоянии ~15 тыс. а.е. от родительской звезды находится оранжевый карлик HIP 67291 спектрального класса K7 V, но их физическая связь еще не доказана (неопределенность взаимной скорости такова, что с вероятностью ~44% звезды связаны, а с вероятностью ~56% – пролетают друг мимо друга по гиперболическим траекториям). Однако (даже в случае связанной системы) HIP 67291 находится слишком далеко, чтобы существенно влиять на орбиту HR 5183 b.

Благодаря значительной массе и удаленности от родительской звезды планета является хорошей целью для астрометрических наблюдений. Авторы оценили, что «Гайя», скорее всего, сможет обнаружить движение звезды на небесной сфере, вызванное гравитационным влиянием планеты. Это, в свою очередь, позволит определить наклонение i орбиты HR 5183 b и ее истинную массу (пока известна только проективная масса m sin i).

Планета HR 5183 b (показана красной звездой) на плоскости «большая полуось орбиты – масса планеты» среди планет, обнаруженных разными методами. Планета находится в области параметров, промежуточных между областью, доступной методу лучевых скоростей, и областью, где горячие молодые планеты обнаруживаются на снимках в инфракрасном диапазоне.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.09925.pdf

 

 

26 августа 2019
Kepler-538 b: теплый мини-нептун с плотностью, близкой к земной

К настоящему времени открыто свыше 4 тысяч внесолнечных планет, и 3/4 из них имеет орбитальные периоды короче 50 земных суток. Это вызвано тем, что транзитный метод – самый продуктивный метод поиска экзопланет – наиболее чувствителен к самым близким к звезде планетам (вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой). Транзитных планет с орбитальными периодами свыше 50 суток известно очень мало, еще меньше известно долгопериодичных транзитных планет с измеренной массой (до открытия Kepler-538 b их было известно всего 10). Поэтому обнаружение каждой такой планеты вызывает повышенный интерес.

26 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья про измерение массы транзитного мини-нептуна Kepler-538 b. Планета впервые была представлена в 2016 году как прошедшая статистическое подтверждение (валидацию). Ее орбитальный период достигает 81.74 земных суток, радиус близок к 2.2 радиусам Земли. Kepler-538 b вращается вокруг солнцеподобной звезды немного легче и тусклее Солнца, поэтому ее температурный режим довольно умеренный – эффективная температура в предположении альбедо, равного 0.3 (альбедо Земли), составляет ~380К (температурный режим, промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Поскольку планета вращается вокруг сравнительно яркой звезды (+11.27 видимой звездной величины), была надежда измерить ее массу методом лучевых скоростей. С этой целью авторы исследования получили 83 замера лучевой скорости Kepler-538 с помощью спектрометра HARPS-N, а также воспользовались замерами, полученными другими авторами: 26 с помощью спектрографа HIRES и 2, полученными спектрографом TRES. Большое количество измерений позволило измерить слабый RV-сигнал, наводимый планетой – полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды с периодом, равным орбитальному периоду Kepler-538 b, составила всего 1.69 ± 0.39 м/с – меньше погрешности единичного замера!

Таким образом, масса планеты оказалась равной 10.6 ± 2.5 масс Земли, что при радиусе 2.215 ^+0.040/_-0.034 радиуса Земли приводит к средней плотности 5.4 ± 1.3 г/куб.см. Эта плотность слишком низка для планеты железокаменного или даже чисто каменного состава, так что Kepler-538 b или включает в свой состав 25-50% льдов (преимущественного водяного льда), или окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Планета Kepler-538 b (подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Для сравнения показаны также Земля и Венера. Серыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет (снизу вверх) чисто железного, железокаменного в пропорции 1:1, чисто каменного, ледно-каменного в пропорции 1:3 и 1:1, и чисто ледяного состава.

Из-за невысокой температуры планеты шкала высот в атмосфере Kepler-538 b также будет невелика, что делает ожидаемый трансмиссионный спектр планеты плоским даже в предположении чистой (безоблачной) атмосферы. Моделирование трансмиссионного спектра, проведенное авторами исследования, показало, что космический телескоп им. Джеймса Вебба едва ли сможет быть полезным в изучении атмосферы этой планеты, придется ждать ввода в строй наземных телескопов нового поколения (TMT и т.п.)

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.08585.pdf

 

 

20 августа 2019
У планеты LHS 3844 b нет атмосферы

Планета LHS 3844 b была представлена в октябре 2018 года как одно из первых открытий миссии TESS. Радиус планеты оценивается в 1.32 ± 0.02 радиуса Земли, орбитальный период составляет всего 11.1 часов, масса пока не известна. Эта горячая суперземля вращается вокруг тусклого красного карлика LHS 3844 со светимостью в ~368 раз меньше светимости Солнца, поэтому согласно расчетам эффективная температура планеты была довольно умеренная – 805 ± 20К.

4-8 февраля 2019 года (на протяжении более 100 часов!) звезду LHS 3844 наблюдал «Спитцер» в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Удалось отследить фазовую кривую и зафиксировать вторичный минимум глубиной 380 ± 40 ppm (падение блеска системы при заходе планеты за звездный диск). Это, в свою очередь, позволило определить яркостную температуру дневного полушария (1040 ± 40К) и убедиться в крайне неэффективном теплопереносе на ночную сторону. В пределах погрешностей измерения температура вечно ночной стороны планеты равна нулю (точнее, попадает в интервал 0-710К).

Высокая температура дневного полушария говорит о низком альбедо, которое, с достоверностью 2 сигма (95%), не превышает 0.2. «Горячее пятно» почти не сдвинуто относительно подзвездной точки. Радиус планеты в ИК-лучах в пределах погрешностей совпадает с радиусом в видимом свете. Все это свидетельствует в пользу каменистого тела, почти лишенного плотной атмосферы, которая могла бы выровнять тепловой баланс и смягчить температурные контрасты.

Фазовая кривая и вторичный минимум в системе LHS 3844 (слева) и распределение температур на дневном полушарии планеты LHS 3844 b (справа).

Авторы рассмотрели различные варианты горных пород, слагающих поверхность планеты, и нашли, что лучше всего отражающая и излучающая способность согласуется с базальтами и ультрамафитами (смесью оливина, пироксена и кальциевого амфибола). Иначе говоря, горные породы LHS 3844 b напоминают поверхность Меркурия и лунные моря. По всей видимости, облик планеты сформировали многократные и обширные вулканические извержения.

Исследователи также изучили возможность наличия у LHS 3844 b атмосферы. Они рассмотрели несколько вариантов атмосферы, состоящей из кислорода, азота и углекислого газа (в различных пропорциях). Чистая углекислотная атмосфера исключена вплоть до давления 0.006 бар (соответствующего атмосфере Марса)! Также исключена атмосфера любого состава с давлением у поверхности свыше 10 бар (с достоверностью 99.7%). Расчеты авторов показывают, что разреженная атмосфера неустойчива относительно ее «выдувания» звездным ветром, так что, скорее всего, атмосферы у LHS 3844 b нет (разве что она пополняется время от времени вулканическими извержениями).

Возможный облик LHS 3844 b по мнению художника НАСА.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.06834.pdf
https://www.nasa.gov/feature/jpl/nasa-gets-a-rare-look-at-a-rocky-exoplanets-surface

 

 

19 августа 2019
Система GJ 1061: три землеподобные планеты, одна в обитаемой зоне

Проект Красная точка (Red Dots collaboration) посвящен поискам планет у самых ближайших звезд (ближе 5 пк). Наблюдательная стратегия состоит в последовательном очень плотном мониторинге какой-либо одной звезды, включающем в себя измерение ее лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS и одновременные фотометрические наблюдения.

Ближе 5 пк расположено 15 одиночных и кратных звезд, в подавляющем большинстве красных карликов. В рамках проекта Красная точка уже были открыты планеты у Проксимы Центавра и звезды Барнарда.

14 августа 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию сразу трех планет у красного карлика GJ 1061. Авторы в течение 54 ночей (в июле-сентябре 2018 года) измеряли лучевые скорости звезды на HARPS с точностью 1 м/с, кроме того, они воспользовались 114 замерами, полученными ранее. Лучевая скорость GJ 1061 продемонстрировала три когерентных колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Природа еще одного колебания остается неясной. Авторы пришли к выводу, что вокруг этой звезды вращаются как минимум три планеты, близкие к орбитальному резонансу 1:2:4.

GJ 1061 (L 372-58) – одиночный красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный от нас на 3.673 ± 0.001 пк, это 20-я звезда в списке ближайших к Солнцу. Ее масса оценивается в 0.12 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.156 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в ~588 раз меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и очень медленному вращению (один оборот совершается за ~130 суток), возраст звезды превышает 7 млрд. лет.

Ближайшая из трех планет GJ 1061 b имеет минимальную массу (m sin i) в 1.4 ± 0.2 масс Земли и орбитальный период 3.204 ± 0.001 земных суток. Она вращается вокруг своей звезды по примерно круговой орбите (e < 0.31) на среднем расстоянии 0.021 ± 0.001 а.е., ее температурный режим – промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Средняя планета GJ 1061 c несколько массивнее – 1.75 ± 0.23 масс Земли, она завершает один оборот за 6.689 ± 0.005 земных суток. Вращаясь на среднем расстоянии 0.035 ± 0.001 а.е., она получает 1.4 ± 0.2 той энергии, что получает Земля от Солнца. Однако маловероятно, что эта планета потенциально обитаема – плотная атмосфера должна создавать сильный парниковый эффект. Эксцентриситет орбиты GJ 1061 c не превышает 0.29.

Наконец, третья планета GJ 1061 d располагается в середине обитаемой зоны – на среднем расстоянии 0.054 а.е. Ее минимальная масса оценивается в 1.68 ± 0.25 масс Земли, а температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса (освещенность 0.6 ± 0.1 земной). Орбитальный период планеты d пока определен не очень хорошо (или 13.03 ± 0.03, или 12.43 ± 0.03 земных суток), еще хуже определен эксцентриситет (e < 0.53). Эта планета наиболее интересна с точки зрения потенциальной обитаемости – парниковый эффект, создаваемый плотной атмосферой, должен нивелировать меньшую, чем на Земле, освещенность, и делать температуру поверхности более-менее комфортной.

Кроме колебаний, вызванных тремя планетами, лучевая скорость звезды демонстрирует еще два колебания с периодом около 53 и около 130 земных суток, а также дополнительный линейный дрейф 1.8 ± 0.4 м/с в год. 130-суточные колебания связали с периодом вращения звезды вокруг своей оси, природа 53-суточных колебаний пока не ясна. Они могут быть также проявлением звездной активности, а могут быть вызваны 4-й планетой. Линейный дрейф, скорее всего, вызван более массивной планетой на широкой орбите. Ясность в этот вопрос внесут дальнейшие наблюдения.

Исследователи промоделировали движение планет в этой системе на протяжении 100 млн. лет и нашли ее устойчивой вплоть до наклонений в 10°. Однако такое наклонение маловероятно, и, скорее всего, массы планет не превышают 3 массы Земли.

Авторы подчеркивают эффективность наблюдательной стратегии проекта Красная точка и собираются продолжить мониторинг звезды GJ 1061 для лучшего понимания строения этой интересной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1908.04717.pdf

 

 

3 августа 2019
WASP-178 b, WASP-184 b, WASP-185 b и WASP-192 b: разнообразие горячих гигантов

C мая 2006 года до середины 2016 года проводила наблюдения южная ветвь самого успешного наземного транзитного обзора SuperWASP – WASPSouth. Обзор охватил обширную область небесной сферы со склонениями от +8° до -70°, за исключением богатых звездных полей Млечного пути. За более чем 2500 ночей были получены кривые блеска 10 млн. звезд 9-13 видимой звездной величины. С середины 2012 года к 20-сантиметровым телескопам обзора прибавились 8.5-сантиметровые, искавшие транзиты у более ярких звезд (6.5-11.5 звездной величины). Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE.

С середины 2016 года фотометрические измерения больше не ведутся – запуск космической миссии TESS сделал наземные наблюдения бессмысленными. Однако публикации о новых открытиях продолжают выходить до сих пор. Так, 29 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще четырех транзитных горячих гигантов WASP-178 b, WASP-184 b, WASP-185 b и WASP-192 b.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
WASP-178	418 ± 16	A1 V	2.07 ± 0.11	1.67 ± 0.07	?	0.21 ± 0.16
WASP-184	640 ± 28	G0	1.23 ± 0.07	1.65 ± 0.09	4.7 ± 1.1	0.12 ± 0.08
WASP-185	275 ± 6	G0	1.12 ± 0.06	1.50 ± 0.08	6.6 ± 1.6	-0.02 ± 0.06
WASP-192	495 ± 22	G0	1.09 ± 0.06	1.32 ± 0.07	5.7 ± 1.9	0.14 ± 0.08

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
WASP-178 b	0.0558 ± 0.001	< 0.08	3.34483	1.66 ± 0.12	1.81 ± 0.09	0.37 ± 0.07	2470 ± 60
WASP-184 b	0.0627 ± 0.0012	< 0.25	5.18170 ± 0.00001	0.57 ± 0.10	1.33 ± 0.09	0.32 ± 0.093	1480 ± 50
WASP-185 b	0.0904 ± 0.0017	0.24 ± 0.04	9.38735 ± 0.00002	0.98 ± 0.06	1.25 ± 0.08	0.665 ± 0.16	1160 ± 35
WASP-192 b	0.0408 ± 0.0008	< 0.25	2.87868	2.30 ± 0.16	1.23 ± 0.08	1.62 ± 0.41	1620 ± 60

Наиболее интересными из этих систем являются две – WASP-178 (HD 134004) и WASP-185.

Звезда WASP-178 имеет спектральный класс A1 V – это вторая в списке самых горячих звезд, у которых известны планеты. Благодаря сильному нагреву и мощному ультрафиолетовому излучению гигант WASP-178 b оказывается сильно «раздут», его эффективная температура (2470 ± 60К) – самая высокая среди планет с орбитальным периодом свыше 3 суток.

Планета WASP-185 b отличается относительно большим (для горячего юпитера) орбитальным периодом и заметным эксцентриситетом орбиты. Возможно, эксцентричная орбита объясняется его взаимодействием со звездным компаньоном родительской звезды, удаленным от нее на 4.6 угловых секунд (~1200 а.е. в проекции на небесную сферу). Впрочем, физическая связь обеих звезд еще не доказана. Авторы призывают с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина определить наклонение орбиты WASP-185 b к оси вращения звезды. В случае, если этот угол окажется велик, станет ясно, что в динамической истории планеты был эпизод перехода на высокоэксцентричную орбиту и ее постепенное скругление приливными силами, не завершившееся и по сей день.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.11667.pdf

 

 

1 августа 2019
Открыта третья (не транзитная) планета в системе GJ 357

3 мая 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у близкого красного карлика GJ 357 – транзитной «земли» GJ 357 b с периодом 3.93 земных суток и не транзитной суперземли GJ 357 c с периодом 9.125 земных суток. Транзиты внутренней планеты GJ 357 b были обнаружены TESS во время мониторинга 8 сектора. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью архивных данных целого ряда спектрометров (HIRES, UVES, CARMENES), наблюдавших звезду GJ 357 с 1998 года. Однако периодограмма помимо 3.93-суточного сигнала планеты b демонстрировала еще три когерентных колебания с периодами 9.125, 55.66 и 87.3 суток, природа которых оставалась неясной. После тщательного анализа маркеров звездной активности 9.125-суточные колебания были признаны имеющими планетную природу. Систему GJ 357 представили как двухпланетную.

Уже после отправки статьи в Архив авторы провели дополнительные замеры лучевой скорости GJ 357 с помощью спектрографа PFS и повторили анализ с новыми данными. Дело облегчалось низкой хромосферной активностью звезды и ее медленным вращением, признаком зрелого возраста (период вращения GJ 357 составляет 77.8 ± 2 земных суток). Колебания лучевой скорости с периодом 55.66 земных суток не сопровождались никакими признаками внутренней звездной активности, так что авторы пришли к выводу, что они также имеют планетную природу. Природа 87.3-суточных колебаний пока остается под вопросом.

Таким образом, строение системы GJ 357 на данный момент выглядит так.

Самой внутренней планетой является транзитная планета GJ 357 b массой 1.84 ± 0.31 масс Земли, радиусом 1.217 ± 0.084 радиусов Земли и средней плотностью 5.6 ^+1.7/_-1.3 г/куб.см, вращающаяся вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.035 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) 525 ± 11К. Вторая планета – суперземля GJ 357 c с минимальной массой 3.40 ± 0.46 масс Земли, вращающаяся на расстоянии 0.061 ± 0.004 а.е., ее эффективная температура 401 ± 11К. Таким образом, температурный режим второй планеты оказывается близким к температурному режиму Меркурия. Наконец, третья планета GJ 357 d имеет минимальную массу 6.1 ± 1 масс Земли, удалена от своей звезды на 0.204 ± 0.015 а.е., ее температурный режим соответствует температурному режиму Марса. Эксцентриситеты орбит всех трех планет неотличимы от нуля (соответствующие RV-сигналы являются синусоидальными).

Малые эксцентриситеты говорят о динамической не возмущенности этой системы, так что можно ожидать, что взаимные наклонения орбит планет не превышают нескольких градусов, и их истинные массы мало отличаются от минимальных. Однако радиусы внешних планет остаются неизвестными, поэтому мы ничего не можем сказать об их средней плотности и химическом составе. Если GJ 357 c, скорее всего, является суперземлей преимущественно железокаменного состава (массивным и горячим аналогом Венеры), то GJ 357 d может оказаться и супер-Ганимедом, и мини-нептуном.

Авторы планируют продолжить мониторинг лучевой скорости GJ 357 для выяснения природы 87.3-суточных колебаний и лучшего понимания строения этой интересной системы.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa35801-19.pdf

 

 

30 июля 2019
Система K2-146: два мини-нептуна в орбитальном резонансе 3:2

Согласно данным, полученным «Кеплером», самими распространенными планетами в Галактике являются мини-нептуны и суперземли – планеты с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна. По иронии судьбы планет такого размера в Солнечной системе нет. Состав и строение небесных тел этого размерного класса отличается удивительным разнообразием – среди них есть железокаменные планеты, массивные аналоги Меркурия и Венеры, планеты, включающие заметную долю водяного льда («супер-Ганимеды») и даже рыхлые «воздушные» планеты, окруженные протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Для определения состава экзопланет необходимо измерять и их радиусы, и массы. Радиусы планет определяются по глубине транзитов, но с массами ситуация более сложная. Для измерения масс небольших планет методом лучевых скоростей необходимы высокоточные спектрографы, а родительские звезды должны быть достаточно яркими, чтобы была возможность получать их спектры высочайшего качества. К сожалению, подавляющее большинство планет «Кеплера» вращается вокруг тусклых звезд, для которых этот метод не работает. Однако если вокруг звезды вращается сразу несколько транзитных планет, близких к орбитальным резонансам низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как простые целые числа), гравитационное взаимодействие таких планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов (TTV). Наблюдение таких вариаций (т.н. тайминг транзитов) позволяет измерять массы планет даже у тусклых звезд.

26 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные двухпланетной системе K2-146 – Kristine W. F. Lam (1) и Aaron Hamann (2). Тайминг транзитов позволил определить массы обеих транзитных мини-нептунов и оценить их средние плотности. Поскольку два научных коллектива изучали эту систему независимо, их результаты несколько различаются (однако согласуются друг с другом в пределах погрешностей, что прибавляет им надежности).

Звезда K2-146 ( EPIC 211924657) наблюдалась во время 5-й, 16-й и 18-й наблюдательных кампаний расширенной миссии «Кеплера» K2. Это красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 79.31 ± 0.45 пк. Оценки массы и радиуса K2-146 немного различаются – по данным Lam с коллегами они составляют 0.358 ± 0.042 и 0.350 ± 0.035 солнечных масс и радиусов, соответственно, а по мнению Hamann и его группы – 0.331 ± 0.009 и 0.33 ± 0.01 солнечных масс и радиусов. Несколько большие оценки радиуса звезды первой группы авторов закономерно приводят к большим значениям радиусов планет.

Во время 5-й наблюдательной кампании у звезды K2-146 был обнаружен транзитный мини-нептун K2-146 b с радиусом ~2.2 радиуса Земли и орбитальным периодом 2.67 суток. Отклонения моментов наступления транзитов от строгой периодичности достигали получаса, что говорило о наличии в системе дополнительной (не транзитной) планеты. Как потом выяснилось, вторая планета была «почти транзитной» – своим краем она чуть-чуть касалась звездного диска, но на тот момент этого не заметили. К 16-й и 18-й наблюдательным кампаниям прецессия плоскости орбиты второй планеты привела ее на звездный диск, уменьшив прицельный параметр с 1 до 0.95 и увеличив глубину транзитов втрое. Это позволило измерить орбитальный период (~4.0 суток) и определить, что обе планеты находятся в резонансе 3:2.

Измерение вариаций времени наступления транзитов обеих планет на протяжении трех наблюдательных кампаний позволило довольно точно определить их массы. Lam оценила массы планет K2-146 b и K2-146 c в 5.6 ± 0.7 и 7.1 ± 0.9 масс Земли, что при радиусах 2.25 ± 0.10 и 2.6 ^+1.8/_-0.4 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.7 ± 0.5 и 2.25 ^+1.88/_-1.85 г/куб.см.

У Hamann получились близкие значения масс – 5.77 ± 0.18 и 7.49 ± 0.24 масс Земли для планет b и c, но немного меньшие радиусы – 2.05 ± 0.06 и 2.19 ± 0.07 радиусов Земли, что приводит к средним плотностям 3.69 ± 0.21 и 3.92 ± 0.27 г/куб.см, соответственно. Как мы видим, Hamann с коллегами нашли радиус второго мини-нептуна куда более определенным, чем группа Lam, а средние плотности обеих планет у них выше. Однако в любом случае эти средние плотности слишком малы, чтобы планеты системы K2-146 оказались железокаменными. Скорее всего, они обе содержат значительную долю воды и/или окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.

Планеты системы K2-146 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами по Lam. Цвета планет отражают их эффективные температуры. Для сравнения черными ромбами показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля и Нептун. Изогнутыми черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава. Голубые штрихпунктирные линии показывают эти соотношения для водных планет с водородными атмосферами, составляющими 5%, 2% и 0.1% полной массы планеты, зеленая штрихпунктирная линия – для железокаменной планеты с водородной атмосферой массой в 1% полной массы планеты.

Планеты системы K2-146 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами по Hamann. Изогнутыми синими и коричневыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто ледяного, водно-силикатного, силикатного и земного состава (67% силикаты, 33% железо). Изогнутыми зелеными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для каменистых планет с водородно-гелиевыми атмосферами, на которые приходится 2%, 1%, 0.5% и 0.2% полной массы планеты.

Из-за прецессии орбиты планета K2-146 c периодичностью в сотни лет становится то транзитной, то не транзитной. Сейчас ее прицельный параметр уменьшается и через ~25 лет достигнет величины 0.4. Как только планета c станет целиком заходить на звездный диск (это отразится на форме транзитной кривой – у нее появится плоское дно), радиус планеты можно будет измерить точно.

В предположении нулевого альбедо эффективные температуры планет b и c составляют 590 и 520К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.11141.pdf
https://arxiv.org/pdf/1907.10620.pdf

 

 

25 июля 2019
Новый алгоритм обнаруживает небольшие планеты миссии K2, ранее скрытые в шумах

Космический телескоп им. Кеплера собрал огромный массив фотометрических данных, с помощью которого было обнаружено 2345 планет и более 2400 планетных кандидатов, причем 382 планеты были открыты в рамках расширенной миссии K2. Сейчас на орбите Земли работает фотометрическая миссия TESS, посвященная поискам транзитных планет у сравнительно ярких звезд. Миссии K2 и TESS схожи как по наблюдательным стратегиям (наблюдение ярких звезд в течение короткого промежутка времени), так и по различным систематическим погрешностям, вносимым в данные вследствие не слишком точной ориентации космических аппаратов или благодаря хромосферной активности целевых звезд. Аккуратный учет этих погрешностей способен заметно повысить точность фотометрических измерений, он помогает обнаруживать в данных слабые транзитные сигналы, до этого скрытые в шумах и никем не замеченные.

22 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная поиску дополнительных транзитных планет в 164 уже известных системах, обнаруженных миссией K2. Авторы создали новое программное обеспечение, позволяющее учитывать вибрацию космического телескопа и вызванное ею падение точности фотометрических замеров во время первых наблюдательных кампаний (с 0-й по 8-ю), а также звездную переменность, обусловленную пятнами. Кроме того, новый алгоритм способен обнаруживать планеты в резонансе 2:1, пропускаемые предыдущими автоматическими алгоритмами как гармоники уже известных планет.

Применив вновь созданное программное обеспечение, авторы обнаружили 4 новые транзитные планеты со сравнительно высоким отношением сигнал/шум (S/N > 9). При этом они подчеркнули, что не претендуют на полноту своего обзора – наоборот, исследования только начинаются.

Первая из найденных экзопланет – горячий мини-нептун K2-43 c с радиусом 2.42 ^+0.26/_-0.11 радиусов Земли и орбитальным периодом 2.20 земных суток. Звезда K2-43 (EPIC 201205469) наблюдалась в течение 1-й наблюдательной кампании. В 2016 году в этой системе была открыта планета K2-43 b – горячий нептун радиусом 4.51 ^+0.44/_-0.19 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.47 земных суток. Планеты удалены от своих звезд на ~5.9 и ~8.0 звездных радиусов, их эффективные температуры оцениваются в 1094 ⁺⁴⁴/_-21 и 939 ⁺³⁸/_-18 К. Вероятность ложного открытия планеты c – менее 0.17% даже без учета двойственности системы. Тот факт, что планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:2, уменьшает вероятность не планетной природы K2-43 c ниже 7·10^-5. Таким образом, новая планета прошла процедуру валидации.

Еще одна транзитная планета обнаружена у звезды K2-168 (EPIC 205950854), наблюдавшейся в рамках 3-й наблюдательной кампании K2. В 2016 году в этой системе была открыта суперземля K2-168 b радиусом 1.86 ^+0.24/_-0.11 радиусов Земли и орбитальным периодом 15.85 земных суток. Авторы обнаружили на кривой блеска K2-168 транзиты еще одной планеты K2-168 c радиусом 1.31 ^+0.14/_-0.06 радиусов Земли и орбитальным периодом 8.05 земных суток. Из-за близости орбитальных периодов к резонансу 2:1 и благодаря тому, что транзиты планеты c происходили близко по времени к транзитам планеты b, предыдущие автоматические алгоритмы принимали их за гармонику транзитов планеты b и не засчитывали. Вероятность не планетной природы K2-168 c оценивается в 0.083%, так что и она считается прошедшей валидацию. Эффективные температуры планет составляют 961 ⁺²⁰/_-10 и 766 ⁺¹⁶/_-8 К.

Обе системы (K2-43 и K2-168) близки к орбитальным резонансам низкого порядка, что делает их отличной целью для определения масс планет методом тайминга транзитов. В данных «Кеплера» заметных TTV-сигналов обнаружено не было, но это ни о чем не говорит – фотометрия обеих звезд снималась в «долгой» моде – каждые полчаса. Остается надеяться, что в будущем необходимые данные будут получены, а массы планет – определены.

Звезда K2-198 (EPIC 212768333) наблюдалась во время 6-й и 17-й наблюдательных кампаний миссии K2. Эта звезда весьма активная – из-за многочисленных пятен ее блеск квазипериодически меняется на 3%. В 2018 году рядом со звездой был обнаружен очень теплый нептун K2-198 b радиусом 4.19 ^+0.23/_-0.10 радиусов Земли и орбитальным периодом 17.04 земных суток. Применив свой алгоритм, авторы обнаружили на кривой блеска звезды две новые транзитные планеты с радиусами 1.42 ^+0.08/_-0.04 и 2.44 ^+0.13/_-0.06 радиусов Земли и орбитальными периодами 3.36 и 7.45 земных суток, соответственно. Эффективные температуры планет (от внутренней к внешней) составляют 1230 ⁺³²/_-16, 943 ⁺²⁵/_-12 и 716 ⁺¹⁹/_-9 К.

Небольшие внутренние планеты не были обнаружены ранее потому, что амплитуда звездной переменности превышала глубину транзитов, но после ее учета они стали хорошо заметными. Вероятность не планетной природы самой маленькой планеты c составляет 4.25·10^-4, для остальных она ниже 10^-6. Тем самым и эта система прошла процедуру валидации.

Авторы подчеркивают, что в данных, полученных «Кеплером», может скрываться еще множество транзитов небольших планет, замытых различными инструментальными эффектами и/или звездной переменностью. Новый алгоритм поможет выявить по крайней мере некоторые из них.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.08244.pdf

 

 

18 июля 2019
Открыта пятая планета в системе Kepler-82

В компактных плотно упакованных планетных системах, где планеты связаны друг с другом орбитальными резонансами низких порядков (это значит, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как простые числа, например, 2:1 или 3:2) взаимное гравитационное влияние планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ этих вариаций (т.н. тайминг транзитов, или TTV-метод) позволяет определять массы транзитных планет без измерения лучевых скоростей родительской звезды, а также обнаруживать дополнительные (не транзитные) планеты.

На протяжении 4 лет основной миссии «Кеплер» наблюдал одну и ту же область неба в районе созвездий Лебедя и Лиры. Однако в мае 2013 года после выхода из строя второго маховика системы ориентации эти наблюдения стали невозможны. Для продолжения наблюдений транзитов планет на Поле Кеплера и измерения их масс TTV-методом была организована наблюдательная сеть KOINet, объединившая 9 телескопов с апертурами от 0.8 до 3.5 м. Наблюдения с помощью телескопов большой апертуры позволяют даже сквозь неспокойную земную атмосферу фиксировать транзиты планет размерного класса нептунов.

16 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пятой (не транзитной) планеты в системе Kepler-82. Планета была обнаружена методом тайминга транзитов двух внешних планет, b и c.

Четырехпланетная система Kepler-82 (KOI-880) была представлена в 2012 году. Она включает в себя внутреннюю пару планет d и e с радиусами ~1.42 и ~2.34 радиусов Земли и орбитальными периодами 2.38 и 5.90 суток, и внешнюю пару b и c с радиусами 4.07 ^+0.24/_-0.10 и 5.34 ^+0.32/_-0.13 радиусов Земли и орбитальными периодами 26.44 и 51.54 суток, что близко к резонансу 2:1. Внешняя пара планет демонстрирует явные вариации времени наступления транзитов синусоидальной формы, которые, тем не менее, не находятся в противофазе, как бывает в большинстве подобных случаев. Попытки оценить массы обеих планет предпринимались неоднократно, но приводили к противоречивым и малоправдоподобным результатам (в частности, средняя плотность одной планеты оказывалась в ~14 раз больше плотности другой).

Чтобы разобраться в этой непростой ситуации, авторы статьи с помощью сети KOINet провели наблюдения нескольких транзитов планет b и c в период 2014-2018 гг. Как оказалось, реальное время наступления транзитов заметно отклонялось от предсказаний двухпланетной модели вплоть до того, что в трех случаях транзитов не наблюдалось вовсе. Исследователи построили динамическую модель системы Kepler-82 в поисках решения, которое воспроизвело бы все наблюдаемые транзитные события, но обнаружили, что для этого необходимо ввести пятую планету, находящуюся с внешней планетой c в резонансе 2:3. (Строго говоря, таких решений было два – с цепочкой резонансов 3:2:1 и 6:2:1, но второе решение хуже описывает данные и плохо согласуется со свойствами родительской звезды, так что авторы в результате его отбросили.)

Пятая планета Kepler-82 f является самой внешней в этой системе. Ее масса, вычисленная по влиянию на планету c, оценивается в 20.9 ± 1 масс Земли, радиус неизвестен. Орбитальный период внешней планеты достигает 75.732 ± 0.012 земных суток, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Эксцентриситеты всех трех внешних планет очень малы – 0.003 ± 0.002, 0.007 ± 0.002 и 0.0014 ^+0.0018/_-0.0010 для b, c и f, соответственно.

Учет влияния пятой планеты устранил неправдоподобную разницу в средних плотностях планет b и c. Теперь масса b оценивается в 12.15 ^+0.96/_-0.87 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ^+0.11/_-0.16 г/куб.см, а масса планеты c – в 13.9 ± 1.3 масс Земли (средняя плотность 0.494 ^+0.070/_-0.083 г/куб.см).

Планеты Kepler-82 b (показана красным) и Kepler-82 c (показана синим) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малых масс. Желтым цветом показаны планеты, чьи массы были измерены RV-методом, зеленым цветом – TTV-методом. Для сравнения также приведены Уран и Нептун.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы Kepler-82 (не учитывая внутренние планеты). Как оказалось, в отсутствии планеты f движение планет b и c является хаотическим, введение f делает систему устойчивой на протяжении 10 млрд. лет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.06534.pdf

 

 

12 июля 2019
Определена распространенность планет у М-звезд в окрестностях Солнца

Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает 70%. Планетные системы звезд красных карликов отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд – как правило, они включают в себя небольшие планеты (мини-нептуны, суперземли и планеты земного типа). Планеты-гиганты у М-звезд встречаются редко.

12 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу распространенности планет различных типов у близких красных карликов. Исследователи рассмотрели М-звезды, лучевые скорости которых регулярно измерялись спектрографами HARPS (327 звезд), HIRES (159 звезд), PFS (67 звезд) и UVES (102 звезды). Общее количество изученных звезд с массами от 0.1 до 0.65 солнечных масс достигло 426 штук (некоторые из них наблюдались сразу несколькими спектрографами). Кроме этого, авторы воспользовались опубликованными данными, полученными рядом других спектрографов и наблюдательных программ (AAT, APF, CORALIE и пр.) и тоже учли их в своем анализе.

Помимо поиска в данных когерентных колебаний, предположительно наведенных планетами, авторы отслеживали различные маркеры звездной активности. Если колебания лучевой скорости звезды сопровождались изменением ее блеска и/или коррелировали с признаками внутренней активности, они считались ложнопозитивами (т.е. имеющими не планетную природу). Все фильтры прошло 118 планетных RV-кандидатов, большинство из которых уже было открыто ранее.

Кандидаты были классифицированы по типам в соответствии с их минимальными (проективными) массами m sin i. К землям (планетам земного типа) отнесли планеты с минимальными массами менее 2 земных, к суперземлям – планеты с минимальными массами от 2 до 10 земных, к мини-нептунам – с минимальными массами от 10 масс Земли до массы Нептуна (~17 масс Земли), к нептунам – в интервале от массы Нептуна до массы Сатурна (17-95 масс Земли), и наконец к гигантам – в интервале от массы Сатурна до 13 масс Юпитера. Понятно, что это деление достаточно условное, потому что для каждой конкретной планеты остается неизвестным вклад множителя sin i, и планета с минимальной массой, попадающей в диапазон суперземель, вполне может оказаться нептуном и даже планетой-гигантом. Однако в среднем ошибка будет не существенной.

Кроме классификации по массам авторы ввели классификацию по тепловому режиму. Планеты, находящиеся в пределах обитаемых зон своих звезд, были названы «теплыми», находящиеся ближе внутреннего края обитаемой зоны – «горячими», находящиеся далее внешнего края – «холодными».

Ниже представлено распределение 118 планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа).

Распределение планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа). Черным цветом показано распределение планет более массивных красных карликов с массами от 0.43 до 0.65 солнечных масс, красным цветом – распределение планет менее массивных красных карликов с массами от 0.1 до 0.43 солнечных масс, белым цветом – их совокупное распределение.

В целом распространенность планет у красных карликов оказалась равной 2.39 ^+4.58/_-1.36 на одну звезду (с достоверностью 99%). Авторы особо подчеркнули, что не экстраполировали результаты за пределы текущего порога обнаружимости RV-планет, в логарифмической шкале на плоскости «минимальная масса – орбитальный период» лежащего примерно между точками с координатами (1 масса Земли, 10 суток) и (50 масс Земли, 10⁴ суток). Иначе говоря, речь идет только о планетах массивнее Земли и с орбитальными периодами короче 27 земных лет. Общее количество планет должно быть больше, так что оценку ~2.4 планеты на один красный карлик можно считать нижним пределом.

Обнаруженные планетные кандидаты (показаны красным цветом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Оттенками серого цвета показана вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Резкое уменьшение количества планет с орбитальными периодами 3-5 тысяч суток (8-14 лет) объясняется ограниченным временем наблюдений, препятствующим обнаружению долгопериодических планет.

Из 118 планетных кандидатов нет ни одного с минимальной массой выше 32 масс Земли и орбитальным периодом короче 10 суток, что накладывает верхний предел на распространенность таких планет в 0.27% на одну M-звезду. С уменьшением массы и увеличением орбитального периода количество планет быстро возрастает.

Распространенность планет в диапазоне минимальных масс от 1 до 1000 масс Земли и орбитальных периодов от 1 до 10 000 земных суток. Число в левом нижнем углу каждой клетки – вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Оттенками серого цвета показана распространенность планет в данной области параметров, приходящаяся на 1 звезду.

Ниже показано распределение планет по массам в линейной (слева) и логарифмической (справа) вертикальной шкале. Различными цветами показана суммарная распространенность планет каждого интервала масс с орбитальными периодами короче 3.2, 10, 32, 100, 320 и 1000 земных суток.

Распространенность земель и суперземель в обитаемой зоне оценили в 0.48 ^+0.46/_-0.16 (другими словами, примерно каждый второй красный карлик имеет в обитаемой зоне планету с массой от 1 до 10 масс Земли).

Чтобы хотя бы примерно оценить количество планет меньших масс, авторы обратились к данным, полученным «Кеплером». Однако тут есть свои тонкости. «Кеплер» искал планеты транзитным методом, который определяет радиусы планет, но не их массы. У планет нет своей «диаграммы Герцшпрунга-Рассела», которая однозначно связывала бы радиусы планет и их массы, массы планет одного радиуса могут различаться на порядок и даже больше. Поэтому авторы просто воспользовались оценкой распространенности планет с радиусами от 0.5 до 1 радиуса Земли и орбитальными периодами от 0.5 до 200 суток, данной Дрессинг и Шарбонно в 2015 году: 0.60 ^+0.9/_-0.7 на одну M-звезду. Поскольку планеты этого типа в настоящее время явно лежат под порогом обнаружения RV-методом, авторы прибавили эту величину к своим оценкам и получили, что каждый красный карлик в среднем имеет 3 планеты. Последняя оценка не учитывает маленькие планеты с орбитальным периодом больше 200 суток, так что распространенность 3 планеты на звезду можно считать нижним пределом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.04644.pdf

 

 

6 июля 2019
KMT-2018-BLG-0029L b: планета массой 6.4 масс Земли с температурным режимом Цереры

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать холодные маломассивные планеты, недоступные всем остальным методам. Однако по форме кривой блеска точно определяется лишь отношение масс компонент линзы q, а не сами массы, и для большинства микролинзовых планет известно только оно. Изучение зависимости количества микролинзовых планет от величины q показало, что существует резкий дефицит планет с малыми q, а планеты с q < 0.5·10^-4 вообще отсутствуют. Пока неясно, является ли этот дефицит следствием наблюдательной селекции, или он отражает реальный недостаток маломассивных планет за снеговой линией своих звезд. (От себя замечу, что в случае Солнца q = 0.5·10^-4 имела бы планета с массой ~16 масс Земли, так что наличие в Солнечной системе Урана и Нептуна говорит скорее в пользу наблюдательной селекции.)

28 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты с экстремально низким значением q = (1.81 ± 0.20)·10^-5. Планета была открыта корейским микролинзовым обзором KMTNet.

Событие микролинзирования KMT-2018-BLG-0029 было обнаружено 30 мая 2018 года во время тестирования нового алгоритма оповещения. 24 июня на кривой блеска фоновой звезды прорисовался дополнительный короткий пик в 0.4 звездной величины, свидетельствующий о двойственности линзы с малым значением q, т.е. о системе звезда+планета. 1-4 июля событие KMT-2018-BLG-0029 наблюдал космический ИК-телескоп «Спитцер», находившийся в тот момент на проективном расстоянии ~1.3 а.е. от Земли (другими словами, проекция отрезка Земля-«Спитцер» на плоскость, перпендикулярную направлению на событие, составила 1.3 а.е.). Дополнительные наблюдения, проведенные «Спитцером», позволили измерить микролинзовый параллакс и тем самым независимо оценить массу звезды-линзы и ее планеты.

Масса звезды KMT-2018-BLG-0029L оказалась равной 1.06 ± 0.20 солнечных масс. Находясь на главной последовательности, такая звезда имела бы ранний G или поздний F спектральный класс. Наблюдаемое загрязнение кривой блеска фоновой звезды, соответствующее источнику с абсолютной величиной +4.54 ± 0.22, полностью соответствует ожидаемому блеску звезды-линзы. Однако авторы исследования осторожно отмечают, что это очень хороший кандидат, но пока не достоверная регистрация звезды-линзы. Расстояние до системы составляет 2.73 ± 0.26 кпк.

Масса планеты KMT-2018-BLG-0029L b оценивается в 6.41 ^+0.89/_-0.75 масс Земли, в момент наблюдения их разделяло проективное расстояние 3.94 ± 0.35 а.е. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму главного пояса астероидов. Ничего похожего в Солнечной системе нет. Возможно, перед нами мини-нептун, окруженный первичной водородно-гелиевой атмосферой, а возможно – супер-Ганимед, наполовину состоящий из каменных пород и наполовину изо льда.

Авторы отмечают, что открытие микролинзовой планеты с таким малым отношением масс q стало возможным благодаря высокой частоте фотометрических замеров обзора KMTNet (раз в час) и наличию трех телескопов с апертурой 1.6 метров, разнесенных по долготе примерно на 120°. Еще более выгодной стратегией являются круглосуточные наблюдения, проводимые из космоса. Авторы приходят к выводу, что наземные наблюдения с низкой частотой нередко пропускают короткие события микролинзирования, вызванные маломассивными планетами, что и приводит к их кажущемуся дефициту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.11183.pdf

 

 

3 июля 2019
Три солнца в небе: землеразмерная планета у близкого красного карлика LTT 1445A

Методы трансмиссионной спектроскопии позволяют изучать состав и физические свойства атмосфер транзитных экзопланет. Однако, как правило, речь идет о транзитных планетах-гигантах, преимущественно горячих юпитерах, имеющих большие размеры и протяженные атмосферы с огромной шкалой высот (сотни километров против 8 км у Земли). Планеты земного типа – несравненно более трудная цель из-за своих маленьких размеров и компактных атмосфер, состоящих из тяжелых газов. Анализ возможностей строящихся наземных телескопов 30-метрового класса и 6-метрового космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году, показал, что этим инструментам будут доступны для изучения лишь атмосферы планет земного типа, вращающихся вокруг красных карликов с радиусом менее 0.3 солнечных и удаленных от нас не далее чем на 15 пк.

По последним данным внутри сферы с радиусом 15 пк находится 411 красных карликов с массами в интервале от 0.1 до 0.3 солнечных масс и, возможно, около 60 ультрахолодных карликов с массами менее 0.1 солнечных, но выше предела Кумара (т.е. все же являющихся звездами, а не коричневыми карликами). У некоторых из этих звезд уже обнаружены транзитные планеты – это GJ 1132 b, c, LHS 1140 b, c, LHS 3844 b и планеты системы TRAPPIST-1. Однако ближайшая из этих систем находится на расстоянии ~12 пк, а хочется найти что-нибудь поближе. И это было сделано – 26 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у красного карлика LTT 1445A.

LTT 1445 (GJ 3192, TOI-455) – иерархическая звездная система, удаленная от нас на 6.871 ± 0.004 пк и состоящая из трех маломассивных красных карликов. Главный компонент A, вокруг которого вращается планета, имеет массу 0.256 ± 0.014 солнечных масс, радиус 0.270 ± 0.012 солнечных радиусов и светимость 0.81 ± 0.18% от светимости Солнца. На расстоянии 7 угловых секунд (в 2019 году, видимое расстояние постоянно изменяется из-за орбитального движения) расположена пара компонентов B и C массами ~0.22 и ~0.16 солнечных масс, вращающаяся друг вокруг друга по эллиптической орбите с большой полуосью 1.16 ± 0.08 угловых секунд (~8 а.е.), эксцентриситетом 0.51 ± 0.10 и орбитальным периодом 36.2 ± 5.3 земных лет. Пара BC и компонент A, в свою очередь, делают один оборот вокруг барицентра системы примерно за 250 лет. Наклонение орбит близко к 90° (система наблюдается «с ребра»), так что все три компонента при взгляде с Земли лежат на одной прямой.

Звезду LTT 1445 наблюдал TESS на 4 секторе (с 19 октября по 15 ноября 2018 года). Было зафиксировано 4 транзитных события с периодом 5.359 земных суток и глубиной 2500 ± 170 ppm. Поскольку все три компонента попали на один пиксель матрицы TESS, размер которого достигает 21 угловой секунды, пришлось провести дополнительные наземные наблюдения с помощью 4-х телескопов обсерватории в Сьерра-Тололо (CTIO). На снимках, полученных 16 февраля 2019 года, во время начала очередного транзитного события, компонент A и пара BC были разрешены, тем самым удалось определить, что транзитная планета вращается вокруг компонента A.

Чтобы оценить массу планеты, исследователи получили 5 замеров лучевой скорости LTT 1445A с помощью спектрографа HARPS, также они использовали 9 архивных замеров, полученных ранее. Формально масса планеты оказалась равной 2.2 ^+1.7/_-2.0 масс Земли, но поскольку погрешности сравнимы с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 8.4 масс Земли (с достоверностью 99.73%). Радиус планеты составляет 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, эффективная температура – 428 ± 22К. Этот горячий аналог Венеры вращается на среднем расстоянии 0.0381 ± 0.0007 а.е. по орбите с плохо определенным эксцентриситетом 0.16 ^+0.35/_-0.12.

Поскольку орбиты пар B и C, A и BC, A и ее планеты все лежат примерно в одной плоскости, система выглядит невозмущенной и динамически холодной. Это увеличивает шансы обнаружить у звезды LTT 1445A дополнительные транзитные планеты с периодом, превышающим продолжительность одного сектора TESS (27.4 суток). Авторы собираются продолжить мониторинг лучевой скорости LTT 1445A с целью уточнения массы планеты b и обнаружения возможных дополнительных планет. По их расчетам, маловероятно, что удастся открыть землеразмерную планету, еще более удобную для изучения методами трансмиссионной спектроскопии (ближе расположенную и у такой же небольшой звезды).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.10147.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 2018_2 2019_1 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1