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

30 июня 2021
ChEOPS обнаружил транзит третьей планеты в системе ню2 Волка
прямая ссылка на эту новость

Трехпланетная система ню2 Волка (HD 136352) была представлена в 2011 году. Она включает горячую суперземлю с проективной массой ~4.8 масс Земли и орбитальным периодом 11.6 суток и два мини-нептуна с проективными массами ~10.8 и ~8.6 масс Земли и орбитальными периодами 27.6 и 107.6 земных суток, соответственно. Все три планеты были обнаружены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Родительская звезда, удаленная всего на 14.67 ± 0.02 пк и при отличных условиях видимая невооруженным глазом, очень напоминает наше Солнце, но значительно старше него – ее возраст достигает 12.3 +1.2/-2.9 млрд. лет.

В 2019 году звезда ню2 Волка попала на 12-й сектор TESS, которая зафиксировала транзиты двух внутренних планет. Это позволило определить их радиусы – ~1.5 и ~2.6 радиусов Земли, соответственно. Как и ожидалось, планета b является железокаменной суперземлей, планета c – очень теплым нептуном.

Малое взаимное наклонение орбит планет b и c говорило о том, что система ню2 Волка является невозмущенной и плоской. Это внушало надежду, что внешняя планета d также окажется транзитной. Однако время наблюдения одного сектора TESS (27.4 суток) гораздо меньше орбитального периода внешней планеты (107.6 суток), поэтому на кривой блеска, полученной TESS, ни одного транзита внешней планеты не оказалось.

Требовались дальнейшие наблюдения, и они были проведены с помощью европейского спутника ChEOPS. Этот небольшой космический телескоп с апертурой 30 см был запущен в космос 18 декабря 2019 года и приступил к научным наблюдениям в апреле 2020 года. Ню2 Волка стала одной из первых его целей. С 4 апреля по 6 июля 2020 года ChEOPS шесть раз наводился на эту звезду и зафиксировал четыре транзита планеты b и три транзита планеты c. Во время пятого визита (8-9 июня 2020 года) на кривой блеска ню2 Волка, помимо транзита планеты c, прорисовалось еще одно транзитное событие глубиной около 500 ppm. Сравнение с эфемеридами планеты d показало, что по диску звезды прошла именно она!

При массе 8.82 ± 0.94 масс Земли радиус планеты d оказался равным 2.56 ± 0.09 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 2.88 ± 0.43 г/куб.см. Температурный режим внешней планеты соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура в предположении нулевого альбедо составляет 431 ± 7 К).


Планеты системы ню2 Волка на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, отраженного во врезке.

Если внутренняя планета ню2 Волка b имеет преимущественно железокаменный состав (массовая доля воды оценивается авторами в 12.6 +14.7/-11.0 %, а доля водородной атмосферы не превышает 10-5 масс Земли), то обе внешние планеты существенно обогащены летучими элементами. Доля воды в составе планеты c может составлять 25 ± 22%, в составе планеты d – 27 ± 24%, а доля водорода – 1-2% для обеих планет.

Благодаря яркости родительской звезды мини-нептун ню2 Волка d станет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы сравнительно прохладной небольшой планеты методами трансмиссионной спектроскопии. Особые надежды авторы возлагают на JWST, чей запуск запланирован на конец 2021 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.14491.pdf

 

 

24 июня 2021
В атмосферах трех планет в системе TRAPPIST-1 гелия не обнаружено
прямая ссылка на эту новость

Изучение горячих экзосфер внесолнечных планет началось в 2003 году, когда впервые были проведены наблюдения транзита горячего юпитера HD 209458 b в линии атомарного водорода Лайман альфа. В лучах с длиной волны 1215.7 Å глубина транзита оказалась гораздо больше, чем в видимых лучах, что было интерпретировано как наличие у планеты HD 209458 b протяженной горячей короны из атомарного водорода. С тех пор водородные короны наблюдались еще у ряда планет, преимущественно горячих юпитеров.

Линия Лайман-альфа находится в дальнем ультрафиолетовом диапазоне, для которого земная атмосфера непрозрачна, поэтому для наблюдений горячих водородных корон необходимы космические телескопы, например, «Хаббл». Однако в составе первичных атмосфер присутствует не только водород, но и гелий, у которого есть удобная для наблюдений линия (точнее, триплет) с длиной волны ~10830 Å, находящаяся в ближнем ИК-диапазоне. В этой области земная атмосфера прозрачна, и наблюдения можно проводить наземными инструментами. К настоящему моменту протяженные гелиевые экзосферы обнаружены у нескольких горячих гигантов и нептунов.

TRAPPIST-1 – уникальная многопланетная система, включающая семь транзитных планет размерами примерно с Землю, связанных цепочкой орбитальных резонансов. Планеты вращаются вокруг позднего красного карлика TRAPPIST-1, чья масса (~0.09 солнечных масс) лишь немного превышает предел Кумара. Система отличается зрелым возрастом в 7.6 ± 2.2 млрд. лет.

Наблюдения на «Хаббле» в 2016 и 2018 годах показали, что планеты b, c, d, e и f лишены водородных корон. Теоретики, в свою очередь, рассчитали, что все известные планеты системы TRAPPIST-1 должны были полностью утратить первичные водородно-гелиевые атмосферы еще в первые сотни миллионов лет своего существования. Однако природа уже не раз преподносила исследователям сюрпризы, поэтому теоретические выводы следовало проверить.

23 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям транзитов планет b, e и f в линии гелия 10830 Å с помощью спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару, и инструмента IPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли. В итоге в трансмиссионном спектре планет линии гелия обнаружено не было (глубина транзитов в линии 10830 Å оказалась примерно той же, что и в белом свете). Все это говорит о том, что первичные водородно-гелиевые атмосферы действительно были утрачены, и сейчас планеты системы TRAPPIST-1 окутаны вторичными атмосферами из тяжелых газов подобно Земле или Венере.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.11444.pdf

 

 

22 июня 2021
TOI-1789 b: горячий гигант у звезды, сошедшей с главной последовательности
прямая ссылка на эту новость

Планетам – газовым гигантам свойственна интересная особенность – их радиусы не зависят от массы. И планеты с массой ~0.4 масс Юпитера, и планеты с массой 7-10 масс Юпитера, и даже коричневые карлики на границе Кумара (75-80 масс Юпитера) имеют радиусы, близкие к радиусу Юпитера. Эта особенность является прямым следствием свойств жидкого металлического водорода – основного вещества, из которого состоят недра газовых гигантов и коричневых карликов.

Однако постоянство радиуса справедливо только для относительно прохладных планет, чья эффективная температура не превышает ~1000 K. Многие горячие юпитеры отличаются значительно бóльшими размерами (их радиусы достигают 1.1-1.5, а иногда и 2 радиусов Юпитера), их называют «раздутыми» (inflated). Степень раздутости коррелирует со степенью нагрева – в среднем наиболее «раздутыми» оказываются самые горячие планеты.

Физические механизмы, вызывающие «раздутость», до сих пор неясны. Предложено несколько гипотез, но пока ни одна из них не стала общепринятой. Для выявления механизма увеличения радиуса горячих гигантов необходимо изучать планеты этого типа у разных звезд, в частности, субгигантов, которые уже сошли с Главной последовательности и начали эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Их светимость при этом растет, степень нагрева планет, вращающихся вокруг такой звезды, увеличивается. Горячие юпитеры сначала становятся еще более горячими, а потом подвергаются приливному разрушению или поглощаются раздувающейся звездой.

17 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего гиганта TOI-1789 b. Планета была открыта TESS на 21 секторе (наблюдения проводились с 21 января по 18 февраля 2020 года). После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью индийского спектрометра PARAS (16 замеров) и германского спектрометра TCES (21 замер). Точность измерений обоих спектрографов оказалась не слишком большой (погрешность единичного измерения варьировала от 14 до 40 м/с), но для измерения массы гиганта ее хватило.

TOI-1789 (HD 82139) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F9, удаленная от нас на 223.6 ± 0.9 пк. Ее масса оценивается в 1.50 +0.06/-0.15 солнечных масс, радиус – в 2.17 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 5.45 ± 0.14 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 82139 составляет 2.8 +1.4/-0.5 млрд. лет.

При массе 0.70 ± 0.16 масс Юпитера радиус TOI-1789 b достигает 1.40 +0.22/-0.13 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.31 +0.15/-0.13 г/куб.см. Эта явно «раздутая» планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0487 ± 0.0016 а.е. (4.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.20867 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура TOI-1789 b достигает 1929 ± 28 К.

Сравнительно небольшая масса, низкая средняя плотность и высокая температура планеты приводят к огромной шкале высот в ее атмосфере (~815 км, тогда как на Земле эффективная высота атмосферы составляет около 8 км). Это делает TOI-1789 b хорошей целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью будущих космических телескопов JWST и ARIEL.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.08660.pdf

 

 

17 июня 2021
Любители астрономии открыли два нептуна у яркой звезды HD 152843
прямая ссылка на эту новость

TESS ведет фотометрический мониторинг звезд, в среднем в 30-100 раз более ярких, чем звезды, наблюдавшиеся «Кеплером», это позволяет измерять массы транзитных планет методом лучевых скоростей и изучать свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии. Однако один сектор TESS наблюдается только 27.4 суток, что сильно ограничивает возможности данной миссии в обнаружении долгопериодических планет. Нередко на кривой блеска звезды удается обнаружить только одно или два транзитных события. Между тем для срабатывания автоматических алгоритмов обычно необходимо три транзита, поэтому такие события оказываются пропущенными.

На помощь приходят любители астрономии. Для «ручного» поиска планет в данных TESS был организован любительский проект Planet Hunters (Охотники за планетами), объединивший свыше 25 тысяч участников. Участники проекта глазами просматривают кривые блеска, полученные TESS, в поисках транзитов, пропущенных автоматикой.

10 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у яркой звезды HD 152843. Открытие было совершено с помощью Охотников за планетами, оно показывает, что и в 21 веке любители могут внести посильный вклад в научный поиск.

TESS наблюдала звезду HD 152843 только на 25 секторе. На кривой блеска звезды было обнаружено три транзитных события, явно принадлежавших двум разным планетам. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Для окончательного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы было получено 18 замеров лучевой скорости HD 152843 с помощью спектрографа HARPS-N и 10 замеров – с помощью спектрографа EXPRES. Средняя погрешность единичного замера составила 5.2 м/с.

HD 152843 (TOI-2319) – звезда спектрального класса G0, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.15 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.43 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.9 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 3.97 ± 0.75 млрд. лет. Система удалена от нас на 107.9 ± 0.3 пк.

При радиусе 3.41 ± 0.14 радиусов Земли масса планеты HD 152843 b достаточно неуверенно оценивается в 11.5 +6.6/-6.1 масс Земли, что дает такую же неуверенную оценку средней плотности в 1.58 +0.96/-0.83 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.105 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 11.6264 ± 0.0025 земных суток.

Параметры внешней планеты HD 152843 c определены еще хуже. Поскольку наблюдался только один ее транзит, орбитальный период остается неизвестным, по продолжительности транзита его оценили в 24.4 +6.2/-3.4 суток. Радиус планеты достигает 5.83 ± 0.14 радиусов Земли, масса не превышает 27.5 масс Земли (с достоверностью 99%).

Малое количество замеров лучевой скорости, полученных с невысокой точностью (средняя погрешность единичного замера оказывается больше полуамплитуды колебаний, наведенных планетой), не позволило надежно измерить массы планет, для этого необходимы дальнейшие наблюдения. Также авторы возлагают надежды на TESS, которая будет повторно наблюдать звезду HD 152843 на 52 секторе (в мае-июне 2022 года). Быстрое вращение звезды благоприятствует измерению наклонения орбит обеих планет к звездному экватору с помощью эффекта Мак-Лафлина. Наконец, благодаря яркости HD 152843 (+8.85 в видимых лучах) система будет отличной целью для JWST, чей запуск ожидается в конце 2021 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.04603.pdf

 

 

10 июня 2021
TOI-674 b: тяжелый нептун у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – самый распространенный тип звезд как в солнечных окрестностях, так и в Галактике в целом. Планеты-гиганты рядом с ними встречаются редко, зато небольшие планеты – нептуны и суперземли – чрезвычайно распространены. Небольшие размеры дисков красных карликов и сравнительно малые массы звезд этого типа облегчают поиск рядом с ними планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей.

3 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивного нептуна у красного карлика TOI-674. Планета была открыта TESS на 9 и 10 секторах, в дальнейшем звезда прошла процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Тем самым TOI-674 b пополнила собой список планет, для которых известны и масса, и радиус.

TOI-674 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 46.16 ± 0.03 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.42 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость в 41 раз меньше солнечной. Звезда отличается несколько повышенным содержанием тяжелых элементов и зрелым возрастом в 5.5 +2.9/-1.9 млрд. лет.

При радиусе планеты TOI-674 b в 5.25 ± 0.17 радиусов Земли ее масса достигает 23.5 ± 3.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.91 ± 0.15 г/куб.см. Этот тяжелый нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической (e = 0.10 ± 0.05) орбите с большой полуосью 0.0231 ± 0.0007 а.е. (~11.8 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 661 ± 14 К.


Планета TOI-674 b (показана красной звездой и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чьи массы были измерены с точностью лучше 30%. Желтым цветом показаны планеты у звезд красных карликов. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (из чистого железа, железокаменных аналогов Земли, из воды, а также железокаменных с водородной атмосферой массой 5% полной массы планеты). Для сравнения зелеными значками показаны также Уран и Нептун.

Формально планета попадает в «пустыню горячих нептунов» – область на плоскости «орбитальный период – масса», где наблюдается резкий дефицит планет. До сих пор происхождение этой «пустыни» остается предметом дискуссий. Предполагается, что «пустыня горячих нептунов» возникает в результате фотоиспарения водородных атмосфер нептунов и мини-нептунов и приливного разрушения легких газовых гигантов. Однако из-за низкой светимости родительской звезды TOI-674 b нагрета весьма умеренно, так что не удивительно, что она сохранила свою атмосферу.


Планета TOI-674 b (показана красной звездой) на плоскости «логарифм орбитального периода – логарифм массы». Бирюзовыми кружками показаны транзитные планеты, синими треугольниками – планеты, обнаруженные методом лучевых скоростей, серыми квадратами – планеты, открытые другими методами. Черными кружками и треугольниками отражены планеты звезд красных карликов. Пустыня горячих нептунов очерчена пунктирной линией.

Хотя в видимом свете звезда TOI-674 тусклая (+14.2), в инфракрасных лучах она довольно яркая (+9.47 в полосе K), что делает ее идеальной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Здесь авторы возлагают большие надежды на JWST, чей запуск ожидается в конце 2021 года. Также будут интересны наблюдения на «Хаббле», который сможет обнаружить истечение верхней атмосферы в линии нейтрального гелия 1083 нм (конечно, в случае, если оно происходит).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.01246.pdf

 

 

2 июня 2021
Открыты три суперземли у двух близких красных карликов
прямая ссылка на эту новость

Наблюдения последних лет показали широчайшую распространенность небольших планет у звезд красных карликов. По данным «Кеплера» на каждый красный карлик в среднем приходится 2.5 ± 0.2 планет с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 200 суток. В одной из недавних работ приводятся оценки распространенности планет с периодами от 0.5 до 10 суток, приходящихся на одну звезду спектральных классов M3 V, M4 V и M5 V – ~0.86, ~1.36 и ~3.07 планет, соответственно. Эти оценки делают близкие и сравнительно яркие красные карлики очень привлекательной целью в поисках рядом с ними небольших планет.

Поскольку большинство планет не проходят по дискам своих звезд, они не доступны транзитному методу, но могут быть открыты методом лучевых скоростей. Легкие планеты вызывают у своих звезд колебания лучевой скорости малой амплитуды (единицы метров в секунду), поэтому для обнаружения таких планет нужны спектрографы высочайшей точности. Этого мало – важно учитывать и собственную активность звезд, которая также может вызывать колебания лучевой скорости. Все это делает поиск легких планет очень непростым и трудоемким делом.

31 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех суперземель у двух близких красных карликов G 264-12 и GJ 393. Планеты были обнаружены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CARMENES, HARPS и HIRES. Всего было получено 305 замеров лучевой скорости G 264-12 и 408 – GJ 393. Большое количество измерений позволило выявить слабые колебания, чья амплитуда оказалась сравнима с погрешностью единичного измерения.

G 264-12 (NLTT 52122) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 15.986 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.297 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.305 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 94 раза меньше светимости Солнца. Очень медленное вращение и отсутствие заметного рентгеновского излучения говорят о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

Лучевая скорость G 264-12 демонстрирует три колебания с периодами 2.305, 8.052 и 92.7 суток. Последний период коррелирует с рядом индикаторов звездной активности и обусловлен вращением звезды вокруг своей оси. Два остальных остаются когерентными на протяжении больших отрезков времени и не сопровождаются никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что они вызваны двумя планетами G 264-12 b и G 264-12 c.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты G 264-12 b оценивается в 2.5 ± 0.3 масс Земли. Суперземля вращается вокруг соей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0228 ± 0.0006 а.е., ее эффективная температура достигает 587 ± 16 К.

G 264-12 c тяжелее – ее проективная масса составляет 3.75 ± 0.48 масс Земли. Планета вращается на расстоянии 0.0525 ± 0.0014 а.е., ее эффективная температура 387 ± 11 К (температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры).

GJ 393 (Ross 446, HIP 51317) – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 7.038 ± 0.003 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.426 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость в 37 раз меньше солнечной. Звезда является слабым источником рентгеновского излучения и демонстрирует некоторые другие признаки молодости, однако точно ее возраст не определен.

Минимальная масса GJ 393 b составляет 1.71 ± 0.24 масс Земли. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.054 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 7.0268 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 485 ± 11 К.

Авторы поискали возможные транзиты всех трех планет в кривых блеска родительских звезд, полученных TESS, но ничего не нашли.

Скорее всего, планеты G 264-12 b и GJ 393 b являются железокаменными – массивными и горячими аналогами Венеры. G 264-12 c также может быть железокаменной, а может содержать заметную долю летучих веществ, например, воды. Однако если наклонение орбит окажется малым (системы наблюдаются плашмя), истинные массы планет могут значительно превышать минимальные, и новые планеты окажутся мини-нептунами или даже нептунами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.13785.pdf

 

 

31 мая 2021
Долгопериодические и эксцентричные: представлено шесть новых планет-гигантов
прямая ссылка на эту новость

До 2009 года, когда был запущен «Кеплер», большинство экзопланет открывалось методом измерения лучевых скоростей родительских звезд (RV-методом). В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей не требует маловероятной геометрической конфигурации и позволяет обнаруживать планеты в широком диапазоне наклонений их орбит. Поскольку вероятность транзитной конфигурации падает пропорционально расстоянию между планетой и звездой, для обнаружения планет на широких орбитах больше подходит именно метод лучевых скоростей.

Для обнаружения экзопланет RV-методом нужны чувствительные спектрографы, способные измерять лучевые скорости звезд с высокой точностью. Но одной высокой точности мало: чтобы обнаружить планету с большим орбитальным периодом, нужно измерять лучевые скорости звезды достаточно долго, чтобы за время наблюдений планета сделала хотя бы один виток вокруг своей звезды, или, по крайней мере, большую его часть. Если полное время наблюдений существенно меньше орбитального периода, параметры планеты с приемлемой точностью определить не удастся, можно только говорить о дополнительном дрейфе лучевой скорости звезды, свидетельствующем о наличии некого массивного тела на широкой орбите. В этом случае исследователи продолжают наблюдения.

21 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям 27 звезд на спектрографе SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Мониторинг проводился в рамках обширной программы наблюдений 2300 FGK-звезд северного неба, находящихся не далее 60 пк от Солнца. В результате авторы обнаружили 6 планет, 3 коричневых карлика и 16 маломассивных звезд. Поскольку SOPHIE – не очень точный спектрограф, легкие планеты на широких орбитах ему не доступны, и все обнаруженные планеты оказались планетами-гигантами.

Метод лучевых скоростей не позволяет измерить истинную (физическую) массу планеты, а только проективную, или минимальную массу (m sin i), где i – наклонение орбиты планеты, как правило, неизвестное. Авторы попытались оценить и верхние пределы на массы новых планет с помощью астрометрии. Если по наблюдениям астрометрических миссий «Гиппарх» и «Гайя» положение звезды не испытывает заметных колебаний, вызванных гравитационными возмущениями со стороны планет, можно наложить на массы последних не только нижний, но и верхний предел. Как правило, значения верхних пределов попадают в диапазон масс, соответствующих коричневым карликам (т.е. эти объекты совершенно точно не являются звездами).

Таблица. 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние до Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Светимость, солнечных светимостей*
Металличность [Fe/H]
53.7 ± 0.2
K1 V
0.81 ± 0.07
0.60
-0.09 ± 0.03
52.65 ± 0.1
K3 V
0.91 ± 0.10
0.70
0.18 ± 0.05
38.09 ± 0.03
K0 V
0.82 ± 0.08
0.53
-0.09 ± 0.03
60.3 ± 0.1
G4 IV
1.15 ± 0.08
3.02
0.22 ± 0.01
57.9 ± 0.12
F8 IV
1.22 ± 0.08
4.34
0.05 ± 0.01
50.3 ± 0.1
K0
1.03 ± 0.08
1.46
0.17 ± 0.03

*Светимость звезд оценена по расстоянию и видимой звездной величине.

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Орбитальный период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет
Проективная масса, масс Юпитера
Верхний предел на массу, масс Юпитера
HIP 10245 b
307.9 ± 1.5
0.83 ± 0.04
0.12 ± 0.06
1.36 ± 0.12
31.4
HIP 7441 b
265.6 ± 1.0
0.78 ± 0.05
0.27 ± 0.06
0.72 ± 0.08
72.5
HIP 88617 b
1198 ± 61
2.06 ± 0.14
0.88 ± 0.02
3.96 ± 0.31
40.2
HD 124330 b
270.7 ± 1.2
0.86 ± 0.04
0.34 ± 0.05
0.75 ± 0.06
53.8
HD 155193 b
352.7 ± 2.6
1.04 ± 0.04
0.21 ± 0.08
0.75 ± 0.06
63.2
HD 331093 b
621.6 ± 16.1
1.44 ± 0.07
0.59 ± 0.03
1.5 ± 0.11
270.5

Среди новых планет выделяются два гиганта с очень высокими эксцентриситетами орбит – HIP 88617 b (e = 0.88 ± 0.02) и HD 331093 b (e = 0.59 ± 0.03). По всей видимости, HIP 88617 и HD 331093 – «взболтанные», динамически горячие системы с бурной динамической историей, включавшей эпизоды планет-планетного рассеяния и, возможно, гигантские столкновения.

Лучевая скорость звезды HIP 7441 демонстрирует дополнительный линейно-квадратичный дрейф, говорящий о наличии у этой звезды еще одного тела на широкой орбите с проективной массой больше 2.1 масс Юпитера и орбитальным периодом свыше 3600 суток. Лучевая скорость звезды HD 124330 также демонстрирует линейный дрейф, соответствующий планете с минимальной массой свыше 0.85 масс Юпитера и орбитальным периодом свыше 3900 суток. Однако для уточнения параметров внешних планет необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.09741.pdf

 

 

25 мая 2021
TOI-1231 b: транзитный нептун с температурным режимом Венеры
прямая ссылка на эту новость

Поскольку TESS наблюдает каждый сектор только 27.4 суток, большинство обнаруженных транзитных кандидатов имеют орбитальные периоды меньше 14 суток (за период наблюдений необходимо зафиксировать хотя бы два транзита, чтобы оценить орбитальный период планеты и попытаться пронаблюдать последующие ее транзиты). Однако вблизи полюсов эклиптики сектора перекрываются, что позволяет дольше наблюдать выбранные звезды, а значит – находить более долгопериодические кандидаты. Из 1994 транзитных кандидатов TESS только у ~14% орбитальные периоды оказываются длиннее 14 суток. Однако именно эти кандидаты и представляют наибольший интерес, поскольку соответствуют более прохладным планетам.

19 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного нептуна TOI-1231 b, обнаруженного TESS на 9 и 10 секторе. Поскольку на кривой блеска звезды проявилось только два транзитных события, для подтверждения кандидата пришлось провести дополнительные наземные фотометрические измерения. Чтобы измерить массу кандидата и подтвердить его планетную природу, исследовали получили 14 замеров лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа PFS.

NLTT 24399 (LTT 3840, TOI-1231) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 27.49 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.485 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.476 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость примерно в 31 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается довольно быстрым собственным движением, составляющим 0.35 угловых секунд в год. Судя по вектору скорости, TOI-1231 относится к потоку Геркулеса – старым звездам, обогащенным альфа-элементами и происходящим из внутренней части Галактики (в окрестностях Солнца TOI-1231 оказалась, будучи вблизи апоцентра своей орбиты). В настоящий момент она удаляется от Солнца со скоростью 70.5 км/с.

При радиусе 3.65 ± 0.16 радиусов Земли масса планеты TOI-1231 b составляет 15.5 ± 3.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.74 +0.47/-0.42 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.129 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.09 +0.12/-0.06, и делает один оборот за 24.24559 ± 0.00007 суток. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму Венеры, эффективная температура оценивается в 330 ± 4 К.

Сравнительная яркость родительской звезды и небольшой размер ее диска, приводящий к довольно глубоким транзитам, делает систему TOI-1231 прекрасной целью для изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST, чей запуск ожидается в октябре 2021 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.08077.pdf

 

 

20 мая 2021
Открыта третья планета в системе Kepler-129
прямая ссылка на эту новость

В Солнечной системе орбиты планет мало наклонены к экватору Солнца и друг к другу, разница наклонений составляет всего несколько градусов. Причина такой регулярности была найдена еще Кантом и Лапласом в 18 веке – Солнце и Солнечная система образовались в едином процессе из протосолнечной туманности, в процессе сжатия принявшей форму протопланетного диска. Большинство планетных систем устроено аналогично – орбиты планет в них мало наклонены друг к другу и к звездному экватору. Однако было обнаружено и много «динамически горячих» систем, где планеты или находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах, или имеют большие взаимные наклонения орбит.

Обычно наклонение орбиты измеряют во время транзита планеты по диску звезды через наблюдение эффекта Мак-Лафлина. Амплитуда эффекта пропорциональна квадрату радиуса планеты, поэтому такие измерения легче проводить для планет-гигантов (горячих юпитеров). Измерять наклонения орбит небольших планет (мини-нептунов и суперземель) несравненно сложнее. Еще один способ оценить наклонение орбит транзитных планет дает астросейсмология, позволяющая определить наклон оси вращения звезды к лучу зрения. Поскольку анализ кривой блеска звезды во время транзита позволяет определить и наклонение орбиты к лучу зрения, знание этих двух углов позволяет вычислить их разницу.

7 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению третьей планеты в системе Kepler-129. Система Kepler-129 была представлена в 2014 году и включает два транзитных мини-нептуна с радиусами 2.40 ± 0.04 и 2.52 ± 0.07 радиусов Земли и орбитальными периодами 15.79 и 82.2 суток, соответственно. Чтобы измерить массу мини-нептунов, с 2014 по 2021 год было получено 24 замера лучевой скорости Kepler-129 с помощью спектрографа HIRES. Однако лучевая скорость звезды описала долгопериодическое колебание с полуамплитудой 106 ± 14 м/с и периодом 7.2 ± 0.4 года, вызванное массивной планетой на широкой орбите.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты Kepler-129 d достигает 8.3 +1.1/-0.7 масс Юпитера – это значит, что, если наклонение ее орбиты окажется меньше 40-47°, истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и планета окажется коричневым карликом. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 4.0 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.07, ее температурный режим соответствует Главному поясу астероидов.

Массу внутренней планеты Kepler-129 b определить не удалось, на нее был наложен верхний предел в 20 масс Земли. Масса планеты Kepler-129 c оказалась равной 43 ± 13 масс Земли, что приводит к средней плотности 14.8 ± 4.3 г/куб.см, неправдоподобно большой для планеты с радиусом ~2.5 радиусов Земли. Надо сказать, полученные авторами замеры лучевой скорости ложатся на фазовую кривую планеты c плохо, с большим разбросом. Можно предположить, что на движение звезды влияют еще не открытые планеты в этой системе, для выявления которых недостаточно данных. Скорее всего, в дальнейшем, с получением дополнительных замеров лучевой скорости Kepler-129, удастся разделить влияние еще не открытых планет и планеты c, и оценки массы последней станут более убедительными.

«Кеплер» наблюдал звезду Kepler-129 в т.н. короткой моде (фотометрические замеры каждые 59 секунд). Это позволило зарегистрировать колебания ее фотосферы и определить наклон оси вращения к лучу зрения – 52 +10/-13°. Это означает, что орбиты внутренних планет наклонены к экватору звезды на ~38°. Возможно, такой значительный наклон вызван взаимодействием с внешним массивным гигантом Kepler-129 d в случае, если его орбита также наклонена. В целом система Kepler-129 производит впечатление «взболтанной», динамически горячей.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.03446.pdf

 

 

11 мая 2021
Система TOI-1062: два мини-нептуна в резонансе 2:1
прямая ссылка на эту новость

Наблюдения космических транзитных миссий («Кеплера» и TESS) показали широчайшую распространенность планет небольших размеров – нептунов и суперземель. Однако на тесных орбитах, где эффективные температуры планет превышают 1000 К, наблюдается резкий дефицит планет с радиусами от 2 до 10 радиусов Земли, получивший название «пустыни горячих нептунов». Существование «пустыни горячих нептунов» объясняют фотоиспарением водородных атмосфер небольших планет и приливным разрушением легких газовых гигантов, хотя в этом вопросе остается еще много неясного.

Большое количество мини-нептунов обнаружено ныне действующей миссией НАСА TESS. В отличие от «Кеплера», TESS ведет фотометрический мониторинг сравнительно близких и ярких звезд, лучевые скорости которых можно измерять с высокой точностью. Это, в свою очередь, позволяет измерять массы небольших транзитных планет, а значит – и определять их среднюю плотность. Измерение массы как можно большего количества мини-нептунов помогает лучше понимать строение планет этого типа, не имеющих аналога в Солнечной системе, и пути их эволюции.

7 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы горячего мини-нептуна TOI-1062 b и открытию не транзитного мини-нептуна TOI-1062 c. Планета TOI-1062 b была обнаружена TESS на 1 и 13 секторах, в дальнейшем ее транзиты наблюдались на 27 и 28 секторах в рамках расширенной миссии. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-1062 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 82.2 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 0.94 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше светимости Солнца. Звезда отличается слегка повышенным содержанием тяжелых элементов, ее возраст – 2.5 ± 0.3 млрд. лет.

При радиусе 2.26 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты TOI-1062 b составляет 10.2 ± 0.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.86 +0.85/-0.74 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.052 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.08, и делает один оборот за 4.1141 ± 0.0015 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1077 ± 10 К.

Планета TOI-1062 b (показана синей звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения бежевыми звездами представлены планеты Солнечной системы Уран и Нептун.

Пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет земного состава и планет из воды.

Измеренная средняя плотность не позволяет определить химический состав TOI-1062 b. Планета может представлять собой сухое железокаменное ядро, окруженное первичной водородно-гелиевой атмосферой массой ~0.35% полной массы планеты, а может включать до 24% воды (в виде закритического флюида) без заметной примеси водорода. Конечно, возможен и любой промежуточный вариант.

Помимо колебаний с периодом 4.1 суток, обусловленных влиянием планеты b, лучевая скорость звезды TOI-1062 демонстрирует еще одно колебание с периодом 7.98 ± 0.02 суток и полуамплитудой 3.9 ± 0.5 м/с, соответствующее планете с проективной (минимальной) массой 9.35 ± 1.23 масс Земли. Исследователи пришли к выводу, что это колебание вызвано еще одним мини-нептуном TOI-1062 c, близким к орбитальному резонансу 2:1 с планетой b. Скорее всего, взаимное наклонение орбит обеих планет мало, планета c является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от проективной.

Авторы отмечают, что атмосфера TOI-1062 b может быть как преимущественно водородной, так и состоящей в основном из тяжелых газов (углекислого, угарного, водяного пара). В ближайшем будущем состав атмосферы можно будет оценить по ее средней молекулярной массе методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.01945.pdf

 

 

7 мая 2021
TOI-220 b: плотный нептун у древней звезды
прямая ссылка на эту новость

Если расположить известные экзопланеты на плоскости «масса – орбитальный период» (или «радиус – орбитальный период»), станет видна обширная почти пустая область, получившая название «пустыни горячих нептунов». «Пустыня горячих нептунов» охватывает диапазон масс от ~10 масс Земли до ~0.6 масс Юпитера и орбитальные периоды меньше 3 суток (или диапазон радиусов от ~2 до ~10 радиусов Земли и орбитальные периоды меньше 3 суток). Для объяснения существования «пустыни» предложено несколько гипотез, среди них – фотоиспарение водородных атмосфер небольших планет c превращением их в раскаленные железокаменные «огарки», а также приливное разрушение легких газовых гигантов.

По мере роста орбитальных периодов и уменьшения эффективных температур планет с радиусами 2-4 радиуса Земли становится все больше. При орбитальных периодах свыше 10 суток нептуны и мини-нептуны становятся наиболее распространенным типом планет. Значительное их количество было обнаружено космическим телескопом TESS, в настоящее время продолжающим широкомасштабный фотометрический мониторинг в рамках расширенной миссии.

6 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна TOI-220 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-220 (TYC 8897-01263-1) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 89 ± 4 пк. Его масса оценивается в 0.825 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается древним возрастом в 10.1 ± 1.4 млрд. лет и несколько пониженным содержанием тяжелых элементов.

При радиусе 3.03 ± 0.15 радиусов Земли масса планеты TOI-220 b достигает 13.8 ± 1 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.73 ± 0.47 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0891 ± 0.001 а.е. (~22.3 звездных радиуса) и делает один оборот за 10.69526 ± 0.00009 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 805 ± 21 К.


Планета TOI-220 b (показана зеленым кружком с черной обводкой и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, чья масса и радиус известны с точностью лучше 20% и 10%, соответственно. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет земного типа, чисто каменных, чисто водных и 50/50 состоящих из воды и силикатов. Синими линиями показаны аналогичные соотношения для планет земного типа со сверхкритическими водными оболочками, нагретыми до 800 К.

Величина средней плотности TOI-220 b не позволяет определить ее химический состав. Планета может быть как железокаменным ядром, окруженным водородно-гелиевой атмосферой, так и преимущественно водным миром, имеющим небольшое силикатное ядро и на 62 ± 10% состоящим из воды в закритическом состоянии. По расчетам авторов статьи, за всю свою жизнь TOI-220 b могла потерять только ~0.1 массы Земли водорода и гелия.

Благодаря яркости родительской звезды (+8.54 в полосе Ks) планета будет интересной целью для JWST, который сможет изучить свойства ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Тем самым можно будет определить, является ли атмосфера TOI-220 b преимущественно водородно-гелиевой или преимущественно водно-паровой.

Помимо колебаний, обусловленных планетой TOI-220 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный квадратичный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одной планеты на широкой орбите. Однако по имеющимся данным характеристики внешней планеты определить не удалось, необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2105.01944.pdf

 

 

4 мая 2021
TOI-269 b: эксцентричный мини-нептун у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – очень привлекательная цель для поисков рядом с ними небольших планет. Из-за малых размеров красных карликов транзиты планет по их дискам оказываются глубже и заметнее, чем транзиты планет тех же размеров по дискам солнцеподобных звезд. С другой стороны, благодаря малым массам красные карлики сильнее откликаются на гравитационное влияние своих планет. И если «Кеплер» наблюдал преимущественно солнцеподобные звезды, то среди целей TESS значительную долю занимают оранжевые и красные карлики.

3 мая 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная планете TOI-269 b. Транзитный кандидат был обнаружен TESS, которая наблюдала звезду TOI-269 на 3, 4, 5, 6, 10 и 13 секторах. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, включающую наземные наблюдения транзитов и съемку ближайших окрестностей звезды с высоким угловым разрешением – это позволило исключить различные астрофизические явления, способные имитировать транзитный сигнал. В дальнейшем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-269 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 57.02 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.39 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.40 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 46 раз меньше светимости Солнца. Судя по медленному вращению и низкому уровню активности, звезда обладает зрелым возрастом в несколько миллиардов лет (к сожалению, более точно возраст TOI-269 определить не удалось).

При радиусе 2.77 ± 0.12 радиусов Земли масса планеты TOI-269 b составляет 8.8 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.28 +0.48/-0.42 г/куб.см. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0345 ± 0.0015 а.е. и эксцентриситетом 0.425 ± 0.086, и делает один оборот за 3.69771 суток. Из-за высокого эксцентриситета освещенность в перицентре и апоцентре различается в ~6 раз! Усредненная эффективная температура планеты в предположении альбедо, равного 0.3, оценивается в 531 ± 25 К, и меняется между апоцентром и перицентром от ~400 до ~630 К.


TOI-269 b (показана лиловым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения звездочками показаны также Уран и Нептун. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих из железа, железокаменных (землеподобных), состоящих из воды, а также на 95% из воды и на 5% из водорода и гелия.

На плоскости «масса – радиус» планета TOI-269 b располагается выше линии планет из воды, это означает, что она окружена водородно-гелиевой атмосферой. Однако точно определить химический состав планеты пока невозможно: средней плотности ~2.3 г/куб.см могут отвечать различные модели внутреннего строения. По расчетам авторов статьи, доля водорода в составе TOI-269 b может меняться от ~0.4% до ~4% в зависимости от количества воды (чем больше воды в составе планеты, тем меньше требуется водорода для достижения измеренной средней плотности, и наоборот).

Мини-нептун TOI-269 b будет интересной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Как известно, более горячие мини-нептуны (например, GJ 1214 b) имеют плоский (лишенный деталей) трансмиссионный спектр, что объясняют наличием в их атмосферах плотной высотной дымки. Напротив, в трансмиссионном спектре прохладного мини-нептуна K2-18 b была найдена полоса водяного пара. Промежуточная степень нагрева TOI-269 b делает эту планету хорошим пробным камнем в изучении свойств атмосфер умеренно нагретых мини-нептунов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2104.14782.pdf

 

 

28 апреля 2021
MASCARA-5 b (TOI-1431 b): экстремально горячий гигант на полярной орбите
прямая ссылка на эту новость

Среди горячих юпитеров изредка встречаются экстремально горячие, чья температура может превышать температуру маломассивных звезд. Обычно ультра-горячими юпитерами называют планеты с температурой дневного полушария свыше 2200 К. Как правило, эти планеты вращаются вокруг звезд спектральных классов F и A с высокой температурой фотосферы и мощным ультрафиолетовым излучением.

27 апреля 2021 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи, посвященные открытию ультра-горячего гиганта MASCARA-5 b (TOI-1431 b). Планета была обнаружена независимо наземным транзитным обзором MASCARA и космической миссией TESS, и получила двойное наименование. Камера MASCARA снимала фотометрию звезды HD 201033 в период с февраля 2015 по март 2018 года, TESS наблюдала ее на 15 и 16 секторах (с 15 августа по 7 октября 2019 года). После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации, в дальнейшем массу планеты измерили методом лучевых скоростей.

MASCARA-5 (HD 201033, TOI-1431) – звезда главной последовательности спектрального класса Am, удаленная от нас на 149.6 ± 1.1 пк. Ее масса оценивается в 1.9 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.92 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно в 11.6 раз превышает солнечную. Если судить по спектру, звезда резко обогащена металлами – количество тяжелых элементов почти второе превышает солнечное значение; хотя, по другим данным, эта обогащенность не так велика. MASCARA-5 быстро вращается, ее возраст составляет всего 290 +320/-190 млн. лет.

Массы планет, находящихся на орбите вокруг горячих быстро вращающихся звезд, измерять трудно из-за уширения спектральных линий, но авторам статьи удалось это сделать. Масса планеты MASCARA-5 b достигает 3.14 ± 0.19 масс Юпитера, что при радиусе 1.51 ± 0.06 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.18 ± 0.20 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.047 ± 0.002 а.е. (~5.25 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.65 земных суток. Его эффективная температура оценивается в 2370 ± 100 К, но на деле она еще выше! На кривой блеска, полученной TESS, удалось зафиксировать вторичный минимум и восстановить фазовую кривую планеты, это позволило измерить температуру ее дневного (2983 ± 68 К) и ночного (2556 ± 65 К) полушарий. Небольшая разница температур говорит о высокой эффективности теплопереноса на ночную сторону. MASCARA-5 b излучает больше, чем получает от своей звезды – возможно, потому, что система еще молода, и массивная планета продолжает остывать.


Планета MASCARA-5 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет-гигантов. Сплошной черной линией показано модельное соотношение масса-радиус для водородно-гелиевых планет, т.е. планет-гигантов без ядра, сплошной серой линией – аналогичное соотношение для планет-гигантов с ядром из тяжелых элементов массой 100 масс Земли. Пунктирными серыми линиями показаны линии равной плотности в г/куб.см.

Быстрое вращение родительской звезды позволило измерить наклон орбиты планеты к звездному экватору с помощью эффекта Мак-Лафлина. Наклонение (точнее, его проекция на небесную сферу) оказалось равным -155 +20/-10°, другими словами, MASCARA-5 b находится на полярной (и даже немного ретроградной) орбите! Это говорит о бурной динамической эволюции системы, включающей эпизоды планет-планетного рассеяния, переход на высокоэллиптическую орбиту и ее дальнейшее скругление приливными силами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2104.12078.pdf
https://arxiv.org/pdf/2104.12414.pdf

 

 

23 апреля 2021
YSES-2 b: молодая планета-гигант слишком далеко от своей звезды
прямая ссылка на эту новость

К настоящему времени на высококонтрастных инфракрасных снимках высокого разрешения обнаружено несколько десятков массивных планет-гигантов. Некоторые из них расположены на большом расстоянии от своих звезд. Пока не ясно, как они образовались – благодаря фрагментации и коллапсу протозвездного облака (как образуются звезды и коричневые карлики) или благодаря аккреции на ядро в протопланетном диске (основной механизм формирования планет). До сих пор анализ соответствующих статистических закономерностей ограничивается малым количеством массивных планет-гигантов известного возраста.

Чтобы помочь решению этой проблемы, был организован проект YSES (Young Suns Exoplanet Survey = Экзопланетный обзор молодых солнц). В рамках проекта для наблюдений было отобрано 70 K-звезд возрастом около 15 млн. лет, входящих в состав звездной ассоциации Скорпион-Центавр. Эти звезды еще не достигли главной последовательности и продолжают сжиматься, температуры их фотосфер ниже, чем температуры звезд главной последовательности той же массы. Массы выбранных звезд близки к массе Солнца, все они удалены от нас на сравнимые расстояния 114 ± 17 пк. Наблюдения проводились с помощью инструмента SPHERE, установленного на VLT.

22 апреля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у звезды возрастом 13.9 ± 2.3 млн. лет TYC 8984-2245-1, получившей также наименование YSES-2. SPHERE получил снимки окрестностей этой звезды 30 апреля 2018 года и 8 декабря 2020 года в полосах H и Ks (т.е. в лучах с длиной волны ~1.6 и ~2.2 мкм, соответственно). На обоих снимках на расстоянии 1.05 угловых секунд (115 а.е. в проекции на небесную сферу) был обнаружен слабый компаньон примерно на 10 звездных величин слабее. За 2.5 года положение компаньона относительно звезды не изменилось – а это значит, что объекты гравитационно связаны и вместе движутся в пространстве.


Планета YSES-2 b (показана белой стрелкой) на снимках SPHERE, полученных 30 апреля 2018 года и 8 декабря 2020 года. Излучение родительской звезды YSES-2, находящейся в центре кадра, подавлено методами спекл-интерферометрии.

Сравнение светимости и спектра компаньона с моделями молодых планет-гигантов показало, что его масса составляет 6.3 +1.6/-0.9 масс Юпитера. Показатели цвета YSES-2 b близки к показателям цвета внутренних планет хорошо изученной системы HR 8799, его спектральный класс – поздний L, т.е. температура близка к 1500 К.

Как такая тяжелая планета могла образоваться так далеко от звезды, за пределами протопланетного диска? Авторы предполагают, что планета YSES-2 b сформировалась благодаря гравитационной неустойчивости в протопланетном диске на самых ранних этапах его эволюции. Модели предсказывают, что в этом случае итоговая орбита гиганта может быть весьма эксцентричной (с эксцентриситетом до 0.35). Если YSES-2 b сейчас находится вблизи апоцентра, наблюдения можно согласовать с теорией. Другая гипотеза (что YSES-2 b была выброшена из системы после эпизода планет-планетного рассеяния) наталкивается на отсутствие других компаньонов на снимках SPHERE. Захват свободно плавающей планеты звездой YSES-2 кажется исследователям еще менее вероятным.

В целом авторы довольны выбранной ими наблюдательной стратегией и намерены продолжить с помощью SPHERE поиски молодых планет у звезд, еще не достигших главной последовательности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2104.08285.pdf

 

 

16 апреля 2021
Два мини-нептуна системы TOI-1260, третий под вопросом
прямая ссылка на эту новость

Согласно наблюдениям обзорных космических телескопов, посвященных поиску экзопланет транзитным методом («Кеплера» и TESS), подавляющее большинство экзопланет имеет небольшие размеры – их радиусы меньше 4 радиусов Земли. При этом распределение небольших планет имеет двугорбый вид – между мини-нептунами с радиусами 2-3 радиуса Земли и суперземлями с радиусами 1-1.5 радиусов Земли лежит глубокий минимум, называемый зазором Фултона или «долиной радиусов» (radius valley). Зазор Фултона разделяет планеты преимущественно железокаменного состава и планеты, заметно обогащенные летучими элементами.

До сих пор не ясно, каков состав мини-нептунов. Они могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, «суперганимеды», состоящие наполовину из горных пород и воды, а также всевозможные промежуточные варианты. Чтобы продвинуться в изучении этого вопроса, необходимо измерять массы как можно большего количества транзитных экзопланет небольших размеров.

13 апреля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных мини-нептунов в системе TOI-1260. Транзитные кандидаты были обнаружены TESS на 14 и 21 секторе и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

TOI-1260 – оранжевый карлик спектрального класса K6 V, удаленный от нас на 73.41 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 7.2 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым, однако плохо определенным возрастом в 8.4 +4.7/-3.7 млрд. лет.

При радиусе 2.33 ± 0.10 радиусов Земли масса планеты TOI-1260 b составляет 8.6 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.7 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.036 ± 0.003 а.е. (~12 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.1275 земных суток. Эффективная температура TOI-1260 b достигает 860 +47/-31 К.

Вторая планета крупнее первой – ее радиус составляет 2.82 ± 0.15 радиусов Земли, а масса – 11.8 ± 3.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.9 +1.0/-0.9 г/куб.см. TOI-1260 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.065 ± 0.006 а.е. (~22 звездных радиуса) и делает один оборот за 7.493 суток. Ее эффективная температура оценивается в 643 +35/-23 К.


Планеты TOI-1260 b и TOI-1260 c (показаны звездами с черной обводкой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных и поздних оранжевых карликов (звезд с температурами 3000-4400 К). Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала находится справа от графика. Для сравнения белыми квадратами показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Сплошными и пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

К сожалению, измеренная средняя плотность обеих планет не позволяет точно определить их состав: таким значениям средней плотности могут соответствовать разные решения. Планета b может быть суперганимедом без протяженной атмосферы, а может состоять из железокаменного ядра, окруженного водородной атмосферой с массой около 0.1% полной массы планеты. Планета c, в свою очередь, может в значительной степени состоять из воды, а может иметь железокаменный состав и быть окруженной водородной атмосферой массой 1-2%.

Помимо транзитов планет b и c авторы обнаружили на кривой блеска звезды еще одно транзитное событие глубиной ~1400 ppm, соответствующее планете с радиусом ~2.7 радиусов Земли. Также авторы нашли, что один из транзитов планеты c оказался шире и глубже, чем остальные. Если считать, что в тот момент по диску звезды одновременно произошли две планеты – c и d, орбитальный период последней окажется равным 16.6 суток. Однако исследователи осторожны в своих выводах и предлагают продолжить наблюдения, тем более что система TOI-1260 должна снова попасть в поле зрения TESS на 41, 47 и 48 секторах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2104.05653.pdf

 

 

3 апреля 2021
WASP-43 b: очень темная планета
прямая ссылка на эту новость

Когда транзитная планета заходит за диск родительской звезды, общий блеск системы слегка уменьшается, это явление называют вторичным минимумом. Измерение глубины вторичного минимума в оптическом диапазоне позволяет измерить альбедо планеты, а если наблюдения ведутся в инфракрасном диапазоне, наблюдения вторичного минимума помогают определить температуру ее дневного полушария.

1 апреля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе WASP-43. Еще в 2011 году там был открыт транзитный горячий гигант массой ~2 масс Юпитера и радиусом ~1.04 радиуса Юпитера, вращающийся на расстоянии всего 2.3 млн. км от своей звезды и делающий один оборот за 0.81348 суток. Поскольку родительская звезда была поздним оранжевым карликом с невысокой светимостью, WASP-43 b оказался не экстремально горячим – его эффективную температуру оценили в 1370 ± 70 К.

«Хаббл» наблюдал систему WASP-43 в широкой полосе 346-822 нм, перекрывающей видимый диапазон. Никаких следов вторичного минимума обнаружить не удалось. Верхний предел на его глубину составил 67 ppm (с достоверностью 3 сигма, т.е. 99.7%). Это означает, что геометрическое альбедо WASP-43 b не превышает 6%, а с достоверностью 95% оно не превышает 3.5%.

Модели атмосфер горячих гигантов предсказывают, что безоблачные горячие юпитеры должны быть очень темными (темно-синими). Как пишут авторы статьи, прозрачная атмосфера WASP-43 b лишена облаков до глубины, по крайней мере, 1 бар. При температуре ниже 1650 К возможны облака из силикатов магния (энстатита и форстерита), однако их наличие увеличило бы альбедо планеты вплоть до 0.5, чего явно не наблюдается.

К настоящему моменту альбедо измерены у двух десятков горячих юпитеров. Среди них есть как очень темные, так и довольно яркие планеты, а также планеты с промежуточными значениями альбедо.


Некоторые горячие юпитеры на плоскости «Эффективная температура – геометрическое альбедо». Для WASP-43 b (как и для некоторых других планет) показан верхний предел.

Авторы подчеркивают, что речь идет об альбедо дневного полушария WASP-43 b. Над ночным полушарием могут конденсироваться облака из сульфида натрия Na2S, которые повышают альбедо. Однако геометрия наблюдений вторичного минимума (когда планета повернута к наблюдателю дневным полушарием) не позволяет их обнаружить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.16676.pdf

 

 

1 апреля 2021
Измерена масса горячей суперземли TOI-1634 b
прямая ссылка на эту новость

Молодые звезды в начале своей жизни проходят стадию Т Тельца с бурной хромосферной активностью, частыми вспышками и мощным звездным ветром. У звезд малых масс (средних и поздних красных карликов) эта стадия длится гораздо дольше, чем у звезд солнечного типа (до миллиарда лет). Поэтому считалось, что планеты красных карликов, находящиеся на близких к звезде орбитах, должны утратить летучие элементы и представлять собой голые железокаменные ядра, горячие аналоги Меркурия или Луны.

25 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы и средней плотности горячей суперземли TOI-1634 b. Планета была обнаружена TESS на 18 секторе (наблюдения с 3 по 27 ноября 2019 года). После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

TOI-1634 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 35.274 ± 0.053 пк. Его масса оценивается в 0.502 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.45 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в 34.6 раза меньше, чем светимость Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом.

На расстоянии 2.69 угловых секунд (94.1 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон на 3.4 звездных величин слабее.

При радиусе 1.79 ± 0.08 радиусов Земли масса планеты TOI-1634 b составляет 4.91 ± 0.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.7 +1.0/-0.9 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (с достоверностью 95% эксцентриситет не превышает 0.16) на среднем расстоянии 7.4 звездных радиусов и делает один оборот за 0.98934 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) достигает 924 ± 22 К.

Средняя плотность TOI-1634 b слишком низка для железокаменного состава. Однако если рассматривать модель, в которой железокаменное ядро планеты окружено водородно-гелиевой атмосферой, масса атмосферы составит всего 0.3 ± 0.2% от полной массы планеты. Альтернативным объяснением может быть обогащенность планеты водой (в виде пара и закритического флюида) или ее формирование не из силикатов и железа, а из тугоплавких, но легких горных пород, обогащенных кальцием и алюминием.

Планета TOI-1634 b (показана треугольником и подписана) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг звезд красных карликов.

Цветом показан уровень освещенности планет, серыми сплошными линиями – модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, силиката магния и железа. Пунктирными синими линиями показаны аналогичные соотношения для планет с железокаменным ядром и водородной оболочкой массой 0.1% разной температуры.

Интересно, что в тот же день (25 марта) в Архиве была опубликована еще одна статья, где массу планеты TOI-1634 b попытался измерить другой научный коллектив – и получил 9.94 ± 0.94 масс Земли, что совместимо с железокаменным составом. Они измеряли лучевые скорости родительской звезды с помощью инфракрасного спектрометра IRD, установленного на Субару. Однако средняя точность единичного замера IRD (3-4 м/с) оказалась существенно хуже средней точности, полученной HARPS-N (1.73 м/с), так что первый результат выглядит более надежным. Однако для уточнения массы планеты и выяснения ее физической природы наблюдения необходимо продолжить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.12790.pdf
https://arxiv.org/pdf/2103.12760.pdf

 

 

30 марта 2021
Четыре горячих гиганта от обзора NGTS
прямая ссылка на эту новость

Размеры планет-гигантов почти не зависят от их массы, зато зависят от степени нагрева. Планеты с эффективными температурами, превышающими примерно 1000 К, в среднем оказываются крупнее более прохладных, причем с ростом температуры пропорционально растет и радиус. Планеты с радиусами, существенно превышающими радиус Юпитера, называют «раздутыми» (inflated). Причины, вызывающие раздутость, до сих пор не ясны. В качестве объяснения предложено несколько гипотез, но ни одна пока не стала общепринятой.

19 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще четырех горячих гигантов, три из которых оказались раздутыми, а один, самый прохладный – нет. Планеты были обнаружены наземным транзитным обзором NGTS. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых 12 автоматическими 20-сантиметровыми телескопами, расположенными в обсерватории Параналь в Чили. Наблюдения ведутся в лучах с длиной волны 520-890 нм, что оптимально для поиска транзитных планет у K- и M-карликов. После обнаружения транзитных кандидатов исследователи провели процедуру валидации, затем массу кандидатов измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS, CORALIE и FEROS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние до Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Металличность [Fe/H]
791 ± 19
G6 V
0.995 ± 0.035
0.95 ± 0.10
0.15 ± 0.10
892 ± 29
G7 V
1.00 ± 0.04
1.21 ± 0.14
0.35 ± 0.10
1047 ± 29
G4 V
1.025 ± 0.045
1.34 ± 0.16
0.15 ± 0.10
1108 ± 47
G5 V
1.00 ± 0.04
1.39 ± 0.26
0.15 ± 0.10

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
NGTS-15 b
3.27623 ± 0.00001
0.0441 ± 0.0046
0.75 ± 0.10
1.10 ± 0.10
0.74 ± 0.11
1146 ± 47
NGTS-16 b
4.84532 ± 0.00002
0.0523 ± 0.0064
0.67 ± 0.15
1.30 ± 0.13
0.38 +0.19/-0.12
1177 ± 59
NGTS-17 b
3.24253 ± 0.00001
0.0391 ± 0.0043
0.77 ± 0.19
1.24 ± 0.11
0.50 +0.27/-0.17
1457 ± 50
NGTS-18 b
3.05125 ± 0.00001
0.0448 ± 0.0068
0.41 ± 0.08
1.21 ± 0.18
0.28 +0.25/-0.12
1381 ± 55


Планеты NGTS-15 b, NGTS-16 b, NGTS-17 b и NGTS-18 b (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Все четыре являются типичными горячими юпитерами.



Планеты NGTS-15 b, NGTS-16 b, NGTS-17 b и NGTS-18 b (показаны разноцветными звездами) на плоскости «освещенность – радиус планеты».

Как можно видеть из второго графика, при уровне инсоляции меньше ~2·105 Вт/кв.м (что в 146 раз больше, чем на орбите Земли) радиусы планет-гигантов попадают в интервал 1.0 ± 0.1 радиусов Юпитера, а при уровне инсоляции свыше ~2·105 Вт/кв.м растут пропорционально степени нагрева.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.10302.pdf

 

 

24 марта 2021
GJ 720A b: легкий нептун у внутреннего края обитаемой зоны
прямая ссылка на эту новость

В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей мало чувствителен к наклонению орбит экзопланет, однако у него есть свои трудности. Колебания лучевой скорости звезды могут быть не только вызваны гравитационным влиянием планет, но и быть проявлениями ее собственной хромосферной и магнитной активности. Чтобы разделить эти два типа колебаний и избежать ложных открытий, параллельно с измерениями лучевой скорости звезды ведется фотометрический и спектроскопический мониторинг ее активности. Только если выявленные колебания лучевой скорости никак не коррелируют с различными индикаторами звездной активности, они считаются вызванными планетами.

18 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у красного карлика GJ 720A. Авторы получили 138 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Периодограмма показала наличие трех колебаний, из которых лишь одно оставалось когерентным и не связанным с какими-либо проявлениями звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано планетой, вращающейся вокруг GJ 720A.

GJ 720A (HIP 91128) – красный карлик спектрального класса M0.5 V, удаленный от нас на 15.557 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.57 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в ~16.5 раз меньше солнечной. Сравнительно медленное вращение и умеренная активность говорят о зрелом возрасте этой звезды, достигающим нескольких миллиардов лет. На расстоянии ~112 угловых секунд (1745 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон GJ 720B спектрального класса M2.5 V. Однако звезды слишком далеки, чтобы заметно влиять друг на друга.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты GJ 720A b составляет 13.6 ± 0.8 масс Земли, т.е. сравнима с массой Урана. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.119 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.06, и делает один оборот за 19.466 ± 0.005 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается от 401 ± 31 К до 309 ± 24 К в зависимости от принятой величины альбедо (от 0 до 0.65, соответственно). Другими словами, температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Ожидаемый радиус планеты – 3.8 ± 1.5 радиусов Земли, геометрическая вероятность транзитной конфигурации ~2.2%. Однако TESS транзитов не обнаружила, что, впрочем, не удивительно при таком скромном значении вероятности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.09643.pdf

 

 

16 марта 2021
Вторичная атмосфера суперземли GJ 1132 b состоит преимущественно из водорода
прямая ссылка на эту новость

Транзитная суперземля GJ 1132 b была открыта в 2015 году. По уточненным данным, ее масса оценивается в 1.66 ± 0.23 масс Земли, радиус – в 1.16 ± 0.11 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 6.3 ± 1.3 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг красного карлика спектрального класса M4.5 V, поэтому, несмотря на свою тесную орбиту (орбитальный период всего 1.63 земных суток), нагрета довольно умеренно: ее эффективная температура составляет 529 ± 9 К.

В конце 2016 года было показано, что GJ 1132 b окружена плотной атмосферой – ее видимый радиус при наблюдениях на разных длинах волн различался на 4 стандартных отклонения. Однако состав атмосферы в тот момент определить не удалось – ни одна из предложенных моделей не смогла удовлетворительно описать имеющиеся данные. Исследователи наблюдали транзиты GJ 1132 b с Земли – с помощью 2.2-метрового телескопа MPG, установленного на Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, поэтому трансмиссионный спектр планеты был загрязнен теллурическими линиями.

Чтобы избежать влияния земной атмосферы, систему GJ 1132 пронаблюдали на «Хаббле». 11 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная результатам этих наблюдений. С помощью третьей широкоугольной камеры «Хаббла» удалось построить трансмиссионный спектр GJ 1132 b в полосе от 1.15 до 1.65 мкм. Спектр содержал сильную полосу синильной кислоты HCN вблизи 1.53 мкм, две слабые линии метана и общую тенденцию – увеличение видимого радиуса планеты с уменьшением длины волны, соотнесенное исследователями с рэлеевским рассеянием на мелких частицах дымки. Масштаб спектральных особенностей соответствовал атмосфере с низкой средней молекулярной массой (менее 5), т.е. преимущественно водородной. Кроме водорода, атмосфера GJ 1132 b содержит, по всей видимости, до 8% азота, несколько процентов гелия, и примерно по полпроцента метана и синильной кислоты. Углекислого газа и ацетилена не обнаружено.


Трансмиссионный спектр планеты GJ 1132 b. Серо-голубой линией показана модель, наилучшим образом описывающая наблюдательные данные.

По расчетам авторов статьи, эта атмосфера не может быть первичной, т.е. захваченной из протопланетного диска. Из-за близости к звезде первичная водородно-гелиевая атмосфера GJ 1132 b должна была быть утрачена в первые сотни миллионов лет существования этой системы, в период бурной звездной активности. При этом значительная доля молекулярного водорода должна была растворится в лавовом океане и затем постепенно сформировать вторичную атмосферу, когда активность звезды снизилась. По всей видимости, процессы дегазации в результате вулканических извержений продолжаются и по сей день. Источником вулканической активности авторы называют приливный разогрев, обусловленный гравитационными возмущениями орбиты со стороны планеты GJ 1132 c.

Дымка, верхняя граница которой располагается на уровне ~1 мбар, может скрадывать другие спектральные особенности, например, полосы водяного пара. Состав дымки неизвестен, однако фотохимические реакции метана с азотом должны приводить к появлению толинов аналогично дымке в атмосфере Титана.

Будущие наблюдения GJ 1132 b на JWST позволят оценить количество и других примесей – прежде всего воды, углекислоты и угарного газа. Это позволит определить отношение C/O в атмосфере планеты и уточнить химию взаимодействия атмосферы и поверхности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.05657.pdf

 

 

13 марта 2021
Обнаружена транзитная суперземля у близкого красного карлика Gliese 486
прямая ссылка на эту новость

Свыше 95% всех известных экзопланет были открыты всего двумя методами: транзитным и методом лучевых скоростей. Особенно плодотворным является применение обоих этих методов к одной планете: транзитный метод позволяет измерить радиус планеты, метод лучевых скоростей – ее массу, что, в свою очередь, помогает определить среднюю плотность и оценить химический состав. Поэтому астрономы стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

Наибольший интерес у исследователей вызывают небольшие планеты – земли и суперземли. Однако обнаруживать их трудно из-за малых размеров и массы. Немного легче искать небольшие планеты у звезд красных карликов, массы и радиусы которых также сравнительно невелики. Кроме того, красные карлики составляют абсолютное большинство звезд Галактики – на расстоянии ближе 10 пк от Солнца из 357 известных звезд 283 (~79%) относятся к M-типу. Поэтому близкие и относительно яркие красные карлики являются очень привлекательной целью в поисках рядом с ними небольших планет.

9 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика Gliese 486. Обычно такие планеты находят транзитным методом и подтверждают методом лучевых скоростей, но на этот раз вышло иначе. Родительскую звезду с 2016 по 2020 годы 80 раз наблюдали в рамках RV-обзора CARMENES. Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с периодом 1.467 суток и полуамплитудой 3.37 ± 0.08 м/с, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Предположив, что эти колебания вызываются планетой, авторы поискали следы ее транзитов в данных TESS. И им повезло! На кривой блеска Gliese 486 было обнаружено 11 транзитных событий с этим же периодом. В дальнейшем транзиты Gliese 486 b наблюдали и наземными инструментами.

Gliese 486 (Wolf 437, TOI-1827) – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 8.076 ± 0.004 пк. Его масса оценивается в 0.323 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.328 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость в 83 раза меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и очень медленному вращению (один оборот звезда делает за 130 суток) Gliese 486 отличается древним возрастом, точное значение которого, впрочем, осталось неизвестным.

При радиусе 1.305 ± 0.067 радиусов Земли масса планеты Gliese 486 b составляет 2.82 ± 0.12 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.0 +1.2/-1.0 г/куб.см, свидетельствующей о железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0173 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура достигает 701 ± 13 К. Сила тяжести на поверхности планеты в 1.7 раз превышает земную.


Планета Gliese 486 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Оранжевым цветом показаны планеты у звезд холоднее 4 тыс. К, т.е. у красных карликов, серым – планеты у более горячих звезд. Наклонными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, силикатов и железа, а также планет землеподобного состава.

Сравнительно высокая 2-я космическая скорость Gliese 486 b препятствует истечению атмосферы. По расчетам авторов статьи, темпы потери массы через фотоионизацию не превышают 107 кг/с. Скорее всего, планета окружена плотной атмосферой из тяжелых газов и является более массивным и горячим аналогом Венеры.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2103/2103.04950.pdf

 

 

10 марта 2021
TOI-201 b: эксцентричный гигант у молодой F-звезды
прямая ссылка на эту новость

По современным представлениям, планеты-гиганты формируются в протопланетном диске за снеговой линией, а затем, так или иначе, мигрируют внутрь системы. Наиболее проработаны два сценария такой миграции: постепенное, по спирали, снижение орбиты благодаря взаимодействию с протопланетным диском, и переход на высокоэксцентричную орбиту после эпизода планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном по механизму Козаи-Лидова; в дальнейшем резко эксцентричная орбита скругляется приливными силами. Если миграция планеты-гиганта проходила согласно первому сценарию, получившийся горячий юпитер оказывается на круговой орбите, мало наклоненной к экватору звезды. В случае реализации второго сценария орбита планеты может оказаться эксцентричной и резко наклоненной, даже ретроградной или полярной.

Если у самых близких к звезде планет-гигантов (горячих юпитеров) скругление орбит происходит быстро, то у более далеких планет этот процесс может растянуться на миллиарды и десятки миллиардов лет. Приливные силы спадают пропорционально пятой степени расстояния между планетой и звездой, поэтому характерное время скругления очень быстро растет с удалением от звезды. Орбиты планет с периодами больше ~10 суток не успевают скруглиться и несут на себе следы прошлых взаимодействий.

5 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы и эксцентриситета орбиты молодого транзитного гиганта HD 39474 b (TOI-201 b). Транзитный кандидат был обнаружен TESS и подтвержден методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FEROS и HARPS.

HD 39474 (HIP 27515, TOI-201) – молодая звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 113.8 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.32 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.32 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.6 раза превосходит солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды составляет 0.87 ± 0.49 млрд. лет.

HD 39474 попала на все сектора TESS с 1-го по 13-й за исключением 9-го, а затем и на сектора 27-й и 28-й. Это позволило обнаружить на кривой блеска два транзитных кандидата – один с периодом 5.8492 суток и глубиной 118 ppm, соответствующей планете с радиусом в полтора радиуса Земли, второй с периодом 52.9782 суток и глубиной 6780 ppm, соответствующей планете-гиганту.

Авторы исследования провели стандартную процедуру валидации звезды HD 39474 и получили 52 замера ее лучевой скорости на FEROS и 39 замеров на HARPS. Измерения осложнялись высокой активностью молодой звезды и ее быстрым вращением. В итоге массу внутренней планеты измерить не удалось, на нее был наложен верхний предел в 37.5 масс Земли, и она осталась в статусе транзитного кандидата. Но у внешней планеты были измерены и масса, и эксцентриситет орбиты.

Масса HD 39474 b оказалась равной 0.42 ± 0.05 масс Юпитера. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.30 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.28 ± 0.09, ее эффективная температура составляет 759 +37/-26 К.
Авторы отмечают, что истинная (физическая) температура планеты может отличаться от эффективной, поскольку система еще молода, и планета еще может продолжать остывать и сжиматься. Измерение реальной температуры HD 39474 b позволит проверить модели «горячего» и «холодного» старта и определить, какая из них ближе к истине.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.02685.pdf

 

 

7 марта 2021
TOI-1685 b: горячий «суперганимед» с орбитальным периодом в 16 часов
прямая ссылка на эту новость

К настоящему моменту обнаружено свыше сотни планет с орбитальными периодами менее суток. Большинство из них имеют небольшие размеры в 2-3 радиуса Земли, их высокие средние плотности свидетельствуют о железокаменном составе. Обычно планеты с ультракороткими периодами входят в состав многопланетных систем. Считается, что именно гравитационное взаимодействие с другими планетами часто приводит планеты с ультракороткими периодами на их экстремальные орбиты.

2 марта 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная окончательному подтверждению и измерению массы планеты с ультракоротким периодом TOI-1685 b. Транзитный кандидат с периодом 0.66914 суток был обнаружен TESS на 19 секторе (наблюдения с 28 ноября по 23 декабря 2019 года). Авторы статьи провели стандартную процедуру валидации, включающую съемку с высоким разрешением окрестностей звезды. На расстоянии 15.6 угловых секунд действительно был обнаружен звездный компаньон на 3.3 звездных величин слабее, попадающий на тот же пиксель матрицы TESS, однако его влияние на кривую блеска TOI-1685 оказалось незначительным. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, исследователи получили 55 замеров лучевой скорости TOI-1685 на спектрографе CARMENES.

TOI-1685 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 37.61 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.495 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.492 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость примерно в 33 раза меньше солнечной светимости. Звезда сравнительно молода – ее возраст составляет 1.3 ± 0.7 млрд. лет, однако не слишком активна.

Масса планеты TOI-1685 b оказалась равной 3.78 ± 0.63 масс Земли, что при радиусе 1.70 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.21 +0.95/-0.82 г/куб.см. Планета делает один оборот всего за 16 часов 4 минуты, ее эффективная температура достигает 1069 ± 16 К. Скорее всего, орбита планеты круговая из-за мощных приливных сил со стороны близкой звезды.

Средняя плотность TOI-1685 b исключает железокаменный состав. При массе ~3.8 масс Земли такая средняя плотность соответствует планете, состоящей наполовину из силикатов и наполовину из воды, т.е. массивному аналогу Ганимеда. Маловероятно, что TOI-1685 b окружена первичной водородной атмосферой, но атмосфера из водяного пара и/или более тяжелых газов вполне возможна.


Планета TOI-1685 b (показана синей звездой с красной обводкой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет, вращающихся вокруг красных карликов. Синими кружками показаны планеты с ультракороткими периодами. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.

Кроме колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно колебание с периодом 9.03 ± 0.12 суток и полуамплитудой 4.5 ± 1 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что это колебание вызвано планетой TOI-1685 c с проективной массой 9.2 ± 2.1 масс Земли, вероятнее всего – небольшим нептуном. Если эта планета действительно существует, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия. Впрочем, авторы не исключают, что это все же может быть одним из проявлений активности звезды, и собираются продолжить измерения лучевой скорости TOI-1685 для подтверждения (или исключения) планетной природы 9-суточного сигнала.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2103.01016.pdf

 

 

2 марта 2021
Система TOI-451: три небольших планеты у звезды возрастом ~120 млн. лет
прямая ссылка на эту новость

Чтобы изучать эволюцию планетных систем, необходимо наблюдать планеты разного (и при этом хорошо известного) возраста. Наиболее бурно динамическая эволюция протекает в первые сотни миллионов лет после образования планетной системы, и в это же время происходит потеря (полная или частичная) первичных водородно-гелиевых атмосфер небольших планет. Все это побуждает исследователей изучать планеты у молодых звезд, где эволюционные процессы находятся в самом разгаре.

12 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у молодой солнцеподобной звезды TOI-451A. Звезда входит в состав потока Рыб-Эридана (Pisces–Eridanus stream), чей возраст оценивается в ~120 млн. лет. Планеты были обнаружены TESS, в дальнейшем система прошла процедуру валидации. К сожалению, из-за высокого уровня активности молодой звезды массы планет измерить не удалось, хотя в их планетной природе сомнений почти нет (вероятность ложного открытия составляет менее 2·10-4).

TOI-451A (TYC 7577-172-1) – молодая солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 123.7 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.88 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 65% от солнечной светимости. Возраст звезды составляет 125 ± 15 млн. лет.

На расстоянии 37.8 угловых секунд (4700 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-451B спектрального класса M с близким параллаксом и собственным движением. Низкая взаимная скорость вместе с пространственной близостью говорит о том, что звезды физически связаны и образуют широкую пару.

Кривая блеска TOI-451A демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 1.8587, 9.1925 и 16.365 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.91 ± 0.12, 3.10 ± 0.13 и 4.07 ± 0.15 радиусов Земли, соответственно. Планеты вращаются вокруг родительской звезды на среднем расстоянии 0.028 ± 0.001, 0.082 ± 0.003 и 0.121 ± 0.005 а.е., их эффективные температуры оцениваются в 1491 ± 23, 875 ± 13 и 722 ± 11 К. Две внешние планеты являются нептунами, физическая природа внутренней пока не ясна. Так, она может быть горячей суперземлей, окруженной атмосферой из тяжелых газов, а может быть более легким мини-нептуном на стадии быстрой потери атмосферы.

Ожидаемые массы планет составляют 5 +7/-3, 7 +9/-4 и 8 +11/-4 масс Земли, соответственно. Они наводят на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~2 м/с, что гораздо ниже современной точности единичного измерения (30-100 м/с). Однако в будущем массы двух внешних планет будет возможно оценить TTV-методом с помощью спутника ChEOPS, поскольку благодаря взаимным гравитационным возмущениям орбит отклонения моментов наступления транзитов от строгой периодичности могут достигать 1-2 минут.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.06049.pdf

 

 

26 февраля 2021
Измерена масса транзитной суперземли у красного карлика LHS 1478 (TOI-1640)
прямая ссылка на эту новость

Малые размеры и массы звезд красных карликов благоприятствуют поискам рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей. Особенно плодотворным оказывается применение обоих этих методов к одной планетной системе: измерение глубины транзитов позволяет определить радиус планеты, измерение полуамплитуды колебаний лучевой скорости родительской звезды – ее массу, что, в свою очередь, помогает вычислить среднюю плотность и оценить химический состав. Поэтому измерение масс небольших транзитных планет вызывает повышенный интерес.

24 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитной планеты у красного карлика LHS 1478, который попал на 18, 19, 25 и 26 сектора TESS. На кривой блеска этой звезды был обнаружен транзитный сигнал с периодом 1.94954 суток и глубиной 2185 ± 111 ppm, соответствующей планете размерного класса суперземель. Авторы провели стандартную процедуру валидации, а затем измерили массу кандидата методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CARMENES и IRD.

LHS 1478 (LP 14-53, TOI-1640) – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 18.21 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.236 ± 0.012 солнечных масс, радиус – в 0.246 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость примерно в 140 раз меньше светимости Солнца.

Масса планеты LHS 1478 b оказалась равной 2.33 ± 0.2 масс Земли, что при радиусе 1.24 ± 0.05 радиусов Земли приводит к средней плотности 6.7 +1.1/-0.9 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0185 ± 0.0006 а.е. (~16.1 звездных радиусов), ее эффективная температура составляет 595 ± 10 К. По расчетам авторов статьи, примерно 30% массы планеты приходится на железное ядро, а 70% – на силикатную мантию, т.е. ее состав аналогичен земному.


Планета LHS 1478 b (показана красной звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг звезд красных карликов. Планеты, чья масса была измерена спектрографом CARMENES, показаны черным цветом, остальные серым. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Скорее всего, атмосфера LHS 1478 b состоит из тяжелых газов (углекислоты, азота, водяного пара), что затрудняет ее исследование методами трансмиссионной спектроскопии. Тем не менее, благодаря близости к Солнцу и относительной яркости родительской звезды система будет интересной целью для изучения с помощью JWST и крупнейших наземных инструментов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.11640.pdf

 

 

23 февраля 2021
У близкого красного карлика GJ 740 открыта суперземля
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает ~70% всех звезд. Наблюдения, проведенные «Кеплером», показали, что в среднем на каждый красный карлик приходится ~2.5 планеты с радиусами 1-4 радиусов Земли и орбитальными периодами до 200 суток. Это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью в поисках рядом с ними небольших планет (земного типа, суперземель и мини-нептунов).

Более сотни планет у красных карликов было обнаружено методом лучевых скоростей. В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей почти не зависит от наклонения орбит планет и ограничивается только чувствительностью спектрографов. Чтобы регистрировать планеты малых масс, требуются спектрографы высочайшей точности, способные измерять лучевые скорости звезд с погрешностью ~1 м/с и меньше.

19 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у красного карлика GJ 740. Авторы объединили 129 замеров лучевой скорости звезды, полученные на спектрографе HARPS-N, 32 замера на CARMENES и 57 замеров на HARPS, охватив в общей сложности 11 лет наблюдений.

GJ 740 (HD 176029) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 11.102 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.58 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 16 раз меньше светимости Солнца. Судя по сравнительно медленному вращению (один оборот звезда делает за 35.6 суток) GJ 740 отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет.

Лучевая скорость GJ 740 продемонстрировала когерентные колебания с периодом 2.37756 ± 0.00013 суток и полуамплитудой 2.13 ± 0.34 м/с, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что эти колебания вызывает планета с проективной (минимальной, m sin i) массой 2.96 ± 0.5 масс Земли, вращающаяся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.029 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.15. Эффективная температура планеты достигает 829 ± 50 К.

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для этой планеты составляет 9%. Авторы поискали признаки транзитов на кривой блеска родительской звезды, полученной наземным транзитным обзором SuperWASP, но ничего не нашли. Впрочем, если планета является железокаменной, что весьма вероятно при такой температуре, а наклонение ее орбиты не слишком мало (а значит, истинная масса не намного превышает минимальную), ее радиус составит 1.43 ± 0.12 радиусов Земли, что приведет к глубине транзита 0.5 mmag – слишком малой, чтобы его можно было надежно зафиксировать наземными средствами. Если ученым повезет, транзиты GJ 740 b обнаружит TESS на 54 секторе (наблюдения пройдут с 9 июля по 5 августа 2022 года).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.09441.pdf

 

 

18 февраля 2021
Уточнены массы планет в системе TOI-216
прямая ссылка на эту новость

Система TOI-216 была представлена в апреле 2019 года. Она включает в себя две планеты-гиганта с орбитальными периодами ~17.16 и ~34.53 суток и радиусами 8 +3/-2 и 10.1 ± 0.2 радиусов Земли, соответственно. Низкая точность в определении размеров внутренней планеты объясняется тем, что ее транзит – скользящий, т.е. планета заходит на диск звезды только краем.

Близость планет к орбитальному резонансу 2:1 приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых иногда доходит до получаса. Это позволило первооткрывателям хоть грубо, но оценить массу TOI-216 b (30 +20/-14 масс Земли) и TOI-216 c (200 +170/-100 масс Земли).

Чтобы уточнить массы обеих планет, исследователи получили 60 замеров лучевой скорости звезды TOI-216 на спектрографах FEROS, PFS и HARPS. Кроме того, они проанализировали вариации времени наступления транзитов обеих планет на 27-30 секторах TESS, а также пронаблюдали несколько транзитов наземными телескопами. В результате параметры орбит планет и их физические свойства удалось существенно уточнить.

Масса планеты b оказалась равной 0.059 ± 0.002 масс Юпитера (18.8 ± 0.6 масс Земли), а ее средняя плотность – 0.17 +0.18/-0.10 г/куб.см. Это означает, что перед нами не тяжелый нептун, а легкий газовый гигант. Масса планеты c равна 0.56 ± 0.02 масс Юпитера, ее средняя плотность – 0.885 +0.014/-0.13 г/куб.см, типичная для планет-гигантов. Планеты находятся в резонансе, их орбиты наклонены друг к другу на 2.0 +1.2/-0.5°, при этом орбита внешней планеты почти круговая, а аргумент перицентра внутренней планеты совершает либрации с амплитудой ~60°. Система устойчива, однако несет следы динамического воздействия – возможно, со стороны еще не открытой третьей планеты.


Планеты системы TOI-216 (показаны оранжевым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и орбитальными периодами 10-200 суток.

В будущем TOI-216 b и TOI-216 c станут хорошей целью для исследований свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.06754.pdf

 

 

17 февраля 2021
Измерена масса нептуна HD 183579 b
прямая ссылка на эту новость

Хотя большинство известных экзопланет открыто транзитным методом, максимум информации о планете удается получить, применяя одновременно транзитный метод и метод лучевых скоростей. Это позволяет надежно избегать ложных открытий (в частности, транзитные сигналы планетной природы могут имитироваться скользящими транзитами двух звезд одинаковых спектральных классов, близкими затменно-переменными двойными фона и транзитами коричневых и красных карликов). Кроме того, применение обоих методов позволяет измерять радиус и массу планеты, а значит – определять ее среднюю плотность и накладывать ограничения на химический состав. Все это побуждает исследователей измерять массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

9 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная подтверждению планетной природы и измерению массы транзитного кандидата TOI-1055 b (HD 183579 b). Звезда HD 183579 попала на 13 и 27 сектора TESS, во время мониторинга которых было зафиксировано 2 и 1 транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, соответственно. Авторы провели стандартную процедуру валидации, кроме того, они воспользовались архивными данными об измерениях лучевой скорости этой звезды на спектрографе HARPS (53 измерения за период с 13 октября 2011 года по 21 октября 2017 года). Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с периодом и фазой, соответствующим транзитной планете, а кроме того – дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите.

HD 183579 (HIP 96160, TOI-1055) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 57.37 ± 0.19 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.985 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно равна солнечной, как и содержание тяжелых элементов. Возраст звезды несколько меньше солнечного и составляет 2.6 +1.4/-1.2 млрд. лет.

При радиусе 3.55 ± 0.15 радиусов Земли масса планеты HD 183579 b достигает 19.7 ± 4.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.4 ± 0.56 г/куб.см – перед нами плотный нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.27) на среднем расстоянии 0.133 ± 0.006 а.е. и делает один оборот за 17.47128 ± 0.00006 земных суток.


Планета HD 183579 b (показана красным квадратом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой.

Яркость родительской звезды (+8.68 в видимых лучах и +7.15 в полосе K) благоприятствует спектроскопическим исследованиям. В частности, наблюдения HD 183579 b на JWST методами трансмиссионной спектроскопии будут интересны для изучения свойств атмосферы этого компактного очень теплого нептуна.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.12137.pdf

 

 

8 февраля 2021
Горячие, массивные и эксцентричные: гиганты TOI-558 b и TOI-559 b
прямая ссылка на эту новость

Как образуются планеты-гиганты? Пока в этом вопросе нет полной ясности. На данный момент наиболее проработаны две гипотезы: гипотеза аккреции на ядро и гравитационной неустойчивости в протопланетном диске. Согласно первой, сначала в протопланетном диске за снеговой линией, где плотность пыли скачком возрастает в несколько раз за счет образования ледяных пылинок, формируется планетный эмбрион массой в несколько масс Земли. После достижения им критической массы (около 10 масс Земли) планетный эмбрион начинает очень быстро аккрецировать газ, превращаясь в газовый гигант. Согласно второй гипотезе, планеты-гиганты образуются в результате сжатия крупных неоднородностей в богатом газом протопланетном диске без промежуточной стадии в виде планетного эмбриона. Как показывают расчеты, планеты с массами менее 5 масс Юпитера (по другим данным – 7 масс Юпитера) образуются преимущественно по первому сценарию, а более массивные – по второму. Этот переход должен отражаться на распределении планет по массам, поэтому открытие планет вблизи зоны перехода вызывает повышенный интерес.

5 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет-гигантов TOI-558 b и TOI-559 b. Звезда TOI-558 наблюдалась на 2 и 3 секторе TESS, TOI-559 – на 4 секторе. После обнаружения транзитных кандидатов обе звезды прошли стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографов PFS и CHIRON. В дальнейшем TESS вернулась к наблюдениям TOI-558 на 29 и 30 секторе, а TOI-559 – на 31 секторе.

TOI-558 (TYC 8497-28-1) – звезда главной последовательности спектрального класса F5 или F6, удаленная от нас на 401.4 ± 5.3 пк. Ее масса оценивается в 1.35 ± 0.065 солнечных масс, радиус – в 1.50 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.5 раза выше солнечной. Возраст звезды составляет 1.8 +0.9/-0.7 млрд. лет.

При радиусе 1.09 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-558 b оказывается равной 3.61 ± 0.15 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.50 ± 0.43 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.129 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.30 ± 0.02, и делает один оборот за 14.574 суток. Высокий эксцентриситет TOI-558 b говорит о том, что он оказался на текущей орбите в результате высокоэксцентричной миграции (в этом сценарии планета в результате планет-планетного рассеяния или резонанса Козаи-Лидова сначала переходит на эксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами). Поскольку характерное время скругления на текущей орбите в несколько раз превышает возраст Вселенной, этот процесс еще далек от завершения. Эффективная температура гиганта оценивается в 1061 ± 13 К.

TOI-559 (TYC 7019-191-1) – звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 233.2 ± 2 пк. По-видимому, она совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды составляет 1.03 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.23 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 69 ± 8% превышает светимость Солнца. Возраст звезды оценивается в 6.8 +2.5/-2.0 млрд. лет.

При радиусе 1.09 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-559 b достигает 6.01 ± 0.24 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 5.74 ± 0.46 г/куб.см. Этот массивный гигант также вращается по орбите с заметным эксцентриситетом 0.15 ± 0.01 и делает один оборот за 6.984 суток. Эффективная температура планеты составляет 1180 ± 18 К.

Лучевая скорость TOI-559 демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.650 ± 0.065 м/с в сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. При этом снимки с высоким разрешением ближайших окрестностей звезды не показывают наличия какого-либо компаньона на расстоянии свыше 20 а.е. Возможно, этим телом является коричневый карлик или вторая массивная планета-гигант. Природу внешнего тела помогут определить будущие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2102.02222.pdf

 

 

5 февраля 2021
Транзитный мини-нептун и не транзитный нептун у яркой F-звезды HD 5278
прямая ссылка на эту новость

Распределение по радиусам планет, промежуточных по своим размерам между Землей и Нептуном, имеет характерный двугорбый вид: в области 1.7-1.9 радиусов Земли наблюдается минимум, называемый «зазором Фултона» или «долиной радиусов» (radius valley). Этот минимум разделяет планеты преимущественно железокаменного состава (суперземли) и планеты, обогащенные летучими веществами (мини-нептуны). Состав мини-нептунов пока неизвестен – они могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, а могут содержать мало водорода, зато много воды, составляющей значительную долю их массы. Если планета находится близко от звезды и сильно нагрета, эта вода будет находиться в виде пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов. Чтобы определить, какая из гипотез строения мини-нептунов ближе к истине (а может, справедливы они обе), необходимо изучать состав мини-нептунов с радиусами, близкими к зазору Фултона (т.е. планет с радиусами около 2 радиусов Земли).

1 февраля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна HD 5278 b (TOI-130 b) и открытию второй (не транзитной) планеты в этой системе. Звезда HD 5278 наблюдалась TESS на 1, 12, 12 и 27 секторах. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа ESPRESSO, самого точного на данный момент.

HD 5278 (HIP 3911, TOI-130) – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 56.1 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.20 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в ~1.9 раза больше светимости Солнца. Звезда отличается несколько пониженным содержанием тяжелых элементов (их на 30% меньше, чем в составе Солнца), ее возраст составляет 3.0 ± 1.1 млрд. лет.

При радиусе 2.45 ± 0.05 радиусов Земли масса планеты HD 5278 b достигает 7.8 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.9 ± 0.5 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.120 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.15, и делает один оборот за 14.339 суток. Из-за яркости родительской звезды эффективная температура планеты достигает 943 ± 13 К.


Планета HD 5278 b (показана голубой звездой и подписана TOI-130 b) на плоскости масса-радиус среди других транзитных экзопланет. Для сравнения черными квадратами показаны также Уран и Нептун. Цветные точечные, пунктирные и штрих-пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.

Средняя плотность HD 5278 b совместима с чисто водным составом, однако крайне маловероятно, чтобы эта планета действительно состояла только из воды. Скорее всего, у нее есть железокаменное ядро, водяная мантия и протяженная водородно-гелиевая атмосфера, чья масса, однако, составляет всего ~0.3% от полной массы планеты.

Помимо колебаний с периодом 14.339 суток, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно когерентное колебание с периодом 40.9 ± 0.2 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает не транзитная планета HD 5278 c с проективной массой 18.1 ± 2 масс Земли, скорее всего нептун. Орбита внешней планеты близка к круговой.

Благодаря яркости родительской звезды (+8 звездной величины) планета HD 5278 b будет хорошей целью для изучения свойств ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии, например, с помощью JWST, чей запуск ожидается в октябре этого года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.12300.pdf

 

 

30 января 2021
Транзитный мини-нептун и не транзитный нептун у аналога Солнца HD 110113 (TOI-755)
прямая ссылка на эту новость

Распределение небольших планет по радиусам имеет характерный двугорбый вид – планет с радиусами 1.7-1.9 радиусов Земли примерно вдвое меньше, чем планет чуть большего или чуть меньшего размера. Этот минимум, получивший название «зазор Фултона», разделяет преимущественно железокаменные суперземли и богатые летучими элементами мини-нептуны. Измерения масс планет, находящихся по разные стороны зазора Фултона, подтверждают эту гипотезу. Подавляющее большинство планет с радиусами больше 1.6 радиусов Земли имеют сравнительно низкую среднюю плотность, исключающую железокаменный состав.

14 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна у солнцеподобной звезды HD 110113 (HIP 61820). Транзитный кандидат был обнаружен на 10 секторе TESS и получил альтернативное наименование TOI-755. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

HD 110113 очень похожа на наше Солнце. Ее масса оценивается в 1.00 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.97 ± 0.02 солнечных радиусов, температура фотосферы также очень близка к солнечной. Как и наше дневное светило, звезда отличается зрелым возрастом в 4.0 ± 0.5 млрд. лет. Система удалена от нас на 106.3 ± 0.7 пк.

При радиусе 2.05 ± 0.12 радиусов Земли масса планеты HD 110113 b составляет 4.55 ± 0.62 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.90 +0.75/-0.59 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.035 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.08, и делает один оборот за 2.541 ± 0.001 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1371 ± 14 К.

Помимо 2.54-суточного RV-сигнала, вызванного планетой b, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно колебание с периодом 6.744 ± 0.009 суток и полуамплитудой 3.6 ± 0.4 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано второй (не транзитной) планетой HD 110113 c с проективной массой 10.5 ± 1.2 масс Земли, скорее всего – небольшим нептуном. Эффективная температура второй планеты оценивается в 990 ± 10 К.


Планета HD 110113 b (показана бордовым кружком) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Розовыми звездочками показаны для сравнения Уран и Нептун. Синей и желтой пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды и имеющих землеподобный состав.

Измеренная средняя плотность HD 110113 b не позволяет точно определить ее химический состав. Планета может состоять на 73% из воды, на 27% из железокаменного ядра и не иметь протяженной атмосферы, но авторы считают это маловероятным. Скорее всего, доля воды в ее составе меньше, доля ядра больше, а примерно 1% массы приходится на водородно-гелиевую атмосферу. В будущем свойства атмосферы HD 110113 b могут быть изучены методами трансмиссионной спектроскопии, например, с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.04745.pdf

 

 

27 января 2021
Шесть планет в цепочке резонансов: система TOI-178
прямая ссылка на эту новость

Миссия «Кеплер» привела к открытию компактных плотно упакованных многопланетных систем, в которых планеты часто бывают связаны орбитальными резонансами, нередко образующими длинные цепочки. Такие системы формируются в невозмущенных протопланетных дисках в результате медленной когерентной миграции планет, чьи орбиты близки к круговым. Близость к резонансам позволяет упаковать 5-6 орбит планет внутри орбиты Меркурия без потери системой долговременной динамической устойчивости.

25 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная компактной шестипланетной системе TOI-178. Планеты в этой системе связывает красивая цепочка орбитальных резонансов, аналог которых наблюдается среди галилеевых спутников Юпитера (резонанс Лапласа).

История открытия планет системы TOI-178 напоминает закрученный детектив. Родительская звезда попала на 2 сектор TESS, которая наблюдала ее с 22 августа по 20 сентября 2018 года. На кривой блеска TOI-178 обнаружили три транзитных сигнала с периодами 6.55, 9.96 и 10.35 суток. Если к первому сигналу вопросов не возникло, то разница между периодами второго и третьего сигнала слишком мала, чтобы планеты могли устойчиво существовать на своих орбитах независимо друг от друга. Не являются ли эти планеты коорбитальными?

Фотометрические наблюдения, проведенные в сентябре 2019 года наземным транзитным обзором NGTS, не подтвердили наличие планеты с периодом 10.35 суток, однако она была обнаружена месяцем позже. Чтобы объяснить эту странную ситуацию, исследователи выдвинули две гипотезы. Или коорбитальные планеты с периодами 9.96 и 10.35 суток испытывают огромные вариации времени наступления транзитов, или планеты с периодом 10.35 суток вообще не существует, а существует планета с удвоенным периодом 20.7 суток, а единственный «промежуточный» транзит в данных TESS принадлежит четвертой планете с неизвестным периодом.

Чтобы разобраться в этой непростой ситуации, авторы статьи с помощью спутника ChEOPS наблюдали звезду TOI-178 более 11 суток (285 часов). В результате были обнаружены еще две планеты с периодами 1.91 и 3.24 суток, подтверждены планеты с периодом 6.55 и 9.96 суток, и определен период спорной планеты – 20.71 суток. Наконец, поиск источника «промежуточного» транзита в данных TESS привел к открытию планеты с периодом 15.23 суток, доведя количество известных транзитных планет в этой системе до шести. Пять из них (кроме самой внутренней планеты b) образуют цепочку орбитальных резонансов 2:4:6:9:12.

Чтобы оценить массы планет, исследователи получили 46 замеров лучевой скорости звезды TOI-178 с помощью спектрографа ESPRESSO.
На сегодняшний день система TOI-178 выглядит так.
Родительская звезда – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленная от нас на 62.8 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 7.6 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается несколько пониженным содержанием тяжелых элементов (их в 1.7 раза меньше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом в 7.1 +6.1/-5.3 млрд. лет.

Внутренняя планета b – горячая суперземля массой 1.5 ± 0.4 масс Земли, что при радиусе 1.15 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 5.4 ± 1.9 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0261 ± 0.0008 а.е. (8.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.915 земных суток, ее эффективная температура достигает 1040 ± 22 К.

Вторая планета c также железокаменная – при радиусе 1.67 ± 0.11 радиусов Земли ее масса составляет 4.8 ± 0.6 масс Земли (средняя плотность 5.6 ± 1.6 г/куб.см). Эта суперземля вращается на расстоянии 0.037 ± 0.001 а.е. (12.2 звездных радиусов), ее орбитальный период – 3.238 суток, эффективная температура – 873 ± 18 К.

Третья планета d – уже мини-нептун: при радиусе 2.57 ± 0.08 радиусов Земли ее масса оценивается всего в 3 ± 1 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ± 0.33 г/куб.см. Планета вращается на расстоянии 0.059 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 6.558 суток, ее эффективная температура – 690 ± 14 К.

Несмотря на то, что четвертая планета e расположена дальше от звезды, она плотнее планеты d – при радиусе 2.21 ± 0.09 радиусов Земли ее масса составляет 3.9 ± 1.2 масс Земли (средняя плотность 2.0 ± 0.8 г/куб.см). Этот мини-нептун находится на расстоянии 0.0783 ± 0.0024 а.е. от своей звезды, его орбитальный период – 9.962 суток. Эффективная температура четвертой планеты оценивается в 600 ± 12 К.

Пятая планета f еще плотнее: ее масса достигает 7.7 ± 1.7 масс Земли, при этом радиус – всего 2.29 ± 0.11 радиусов Земли (средняя плотность 3.6 ± 1.2 г/куб.см). Она вращается на расстоянии 0.104 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 15.232 суток. Эффективная температура пятой планеты составляет 521 ± 11 К. Формально средняя плотность TOI-178 f выше средней плотности планеты из воды той же массы, но, скорее всего, и она окружена водородно-гелиевой атмосферой, чья масса составляет 2-5% массы планеты.

Шестая планета g удалена на 0.1275 ± 0.004 а.е. от своей звезды, ее орбитальный период – 20.71 земных суток. Это тоже мини-нептун: при радиусе 2.87 ± 0.14 радиусов Земли ее масса оценивается в 3.9 ± 1.6 масс Земли (средняя плотность 0.92 ± 0.38 г/куб.см). Внешняя планета в этой системе имеет температурный режим, близкий к температурному режиму Меркурия – ее эффективная температура составляет 470 ± 10К.

Внешние пять планет находятся в цепочке орбитальных резонансов 2:4:6:9:12, что делает эту систему динамически очень устойчивой.


Планеты системы TOI-178 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет экзопланет отражает их эффективную температуру. Пунктирными линиями разного цвета показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Система TOI-178 очень плоская – взаимные наклонения орбит планет не превышают 0.1°. Этим она напоминает знаменитую систему TRAPPIST-1 и отличается от Солнечной системы, где взаимные наклонения орбит планет составляют несколько градусов.

Как пишут авторы исследования, нет никаких оснований считать, что цепочка резонансов обрывается на планете g с периодом 20.71 суток. Продолжая эту цепочку вовне, они предсказывают для возможной седьмой планеты орбитальный период 28.36, 32.35 или 45 суток в зависимости от типа резонанса. Однако планеты с такими орбитальными периодами и наклонением орбиты, менее чем на 0.1° отличающимся от наклонений остальных планет, уже не будут заходить на звездный диск. Однако они могут быть открыты методом лучевых скоростей, если соответствующие измерения будут продолжены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.09260.pdf

 

 

23 января 2021
TOI-1259A b: газовый гигант в системе с белым карликом
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство звезд заканчивает свою эволюцию в виде белых карликов – маленьких сверхплотных объектов, лишенных внутренних источников энергии и медленно остывающих, своего рода звездных огарков. Атмосферы белых карликов состоят из водорода или гелия, реже – из более тяжелых элементов, таких, как углерод и кислород. Сильнейшая гравитация белых карликов приводит к тому, что более тяжелые элементы быстро тонут в атмосфере и не проявляют себя в спектре, а «наверху» (в фотосфере) оказывается самый легкий элемент из имеющихся в наличии. Тем не менее, атмосферы около 50% белых карликов загрязнены тяжелыми элементами. Ученые объясняют это выпадением на белый карлик астероидов и комет – остатков их планетных систем.

Обнаруживать планеты у белых карликов очень непросто. Из-за огромной силы тяжести линии в их спектрах оказываются сильно уширенными, что не позволяет измерять лучевые скорости со сколь-нибудь приемлемой точностью. Из-за малых размеров дисков белых карликов вероятность транзитной конфигурации для планет, вращающихся вокруг звезд этого типа, оказывается очень низкой. Исследователи возлагают большие надежды на астрометрию, но и она затруднена из-за крайней тусклости этих звездных огарков. Все это приводит к тому, что планет у белых карликов открыто очень мало.

Вместе с тем известно несколько систем, где планеты вращаются вокруг звезд главной последовательности, имеющих в компаньонах белый карлик. Одна из таких планет была представлена 11 января 2021 года: горячий гигант TOI-1259A b, вращающийся вокруг оранжевого карлика TOI-1259A, в свою очередь, входящего в состав широкой пары с белым карликом TOI-1259B. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE.

TOI-1259A – звезда главной последовательности спектрального класса K4 V, удаленная от нас на 118.1 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 0.74 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.71 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 23.5% от светимости Солнца. Возраст TOI-1259A составляет 4.8 ± 0.8 млрд. лет.

На расстоянии 13.9 угловых секунд (1648 а.е. в проекции на небесную сферу) находится белый карлик 1259B, находящийся примерно на том же расстоянии и имеющий близкое собственное движение. Вероятность случайного совпадения, при котором эти звезды физически не связаны друг с другом и сблизились временно, составляет всего 10-4. Масса карлика оценивается в 0.56 ± 0.02 солнечных масс, радиус – всего 0.013 солнечных. Исходя из эффективной температуры TOI-1259B (6300 ± 80 К) авторы оценили время остывания в 1.7-2 млрд. лет (это значит, что TOI-1259B стала белым карликом 1.7-2 млрд. лет назад, а до этого она прошла все стадии звездной эволюции от звезды позднего A или раннего F-класса). Оценки времени остывания TOI-1259B согласуются с полным возрастом системы.
Масса планеты TOI-1259A b оценивается в 0.44 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.02 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.51 ± 0.05 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13 с достоверностью 99%) на среднем расстоянии 0.0407 ± 0.0011 а.е. (12.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.47798 земных суток. Из-за невысокой светимости звезды эффективная температура планеты оказывается умеренной по сравнению с большинством горячих юпитеров – 963 ± 21 К.

Из-за глубины транзита 2.7% планета станет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.02707.pdf

 

 

20 января 2021
NGTS-13 b: тяжелый горячий юпитер у звезды-субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Как формируются планеты-гиганты? Этот вопрос все еще далек от окончательного решения. Существуют две хорошо проработанные конкурирующие гипотезы – гравитационной неустойчивости в протопланетном диске и аккреции на ядро. Согласно первой гипотезе, в протяженном и массивном протопланетном диске возникает гравитационная неустойчивость, приводящая сначала к появлению плотных газовых сгущений, а затем к коллапсу этих сгущений в планеты. Согласно второй – в протопланетном диске из планетезималей и прочих твердых включений размерами от песчинки до валунов сначала образуется планетный эмбрион, который при достижении критической массы около 10 масс Земли начинает быстро аккрецировать газ. Обе гипотезы предсказывают, что планеты-гиганты образуются далеко от звезды, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Не исключено, что в природе реализуются оба сценария – наиболее массивные планеты с массой более ~4 масс Юпитера образуются преимущественно по первому механизму, а менее массивные – по второму. Поэтому обнаружение планет с массами, близкими к точке перехода, представляют особый интерес.

13 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивного горячего юпитера NGTS-13 b. Планета была открыта наземным транзитным обзором NGTS, прошла процедуру валидации (в том числе с помощью фотометрии TESS), затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE. Из-за большой массы планеты оказалось достаточно получить всего 13 замеров лучевой скорости родительской звезды.

NGTS-13 – звезда спектрального класса G2, удаленная от нас на 657 ± 15 пк. Она уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее свойства определены плохо, поскольку модели звездной эволюции дают для нее два различных (и притом примерно равновероятных) решения. Авторы статьи обошли эту проблему, объединив оба решения в одно, но с большими погрешностями.

Итак, масса звезды оценивается в 1.30 +0.11/-0.18 солнечных масс, радиус – в 1.79 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 3.3 ± 0.2 раза превышает солнечную. Возраст NGTS-13 составляет 4.2 +2.7/-1.6 млрд. лет.

При радиусе 1.14 ± 0.05 радиусов Юпитера масса гиганта NGTS-13 b достигает 4.84 ± 0.44 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 4.02 ± 0.55 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с небольшим, но отличном от нуля эксцентриситетом 0.086 ± 0.034, и делает один оборот за 4.119 земных суток. Эффективная температура гиганта достигает 1605 ± 30 К.


Планета NGTS-13 b (показана пятиконечной звездой) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «масса – средняя плотность» (справа) среди других транзитных экзопланет. Цвет планет отражает или их эффективную температуру (слева), или массу родительской звезды (справа).

Радиус планет-гигантов почти не зависит от их массы. При одной и той же массе радиусы планет могут отличаться более чем вдвое, а при одном и том же радиусе массы могут отличаться в 30 раз и более. Для сравнительно легких планет-гигантов больше всего на размеры планет влияет степень нагрева (наиболее горячие планеты оказываются сильнее всего «раздутыми»), но для более тяжелых планет из-за возросшей силы тяжести эта зависимость ослабевает. Примерное постоянство радиусов планет-гигантов и коричневых карликов приводит к тому, что с ростом массы их средние плотности возрастают вплоть до 200 г/куб.см при достижении предела Кумара, когда в недрах начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, и объект становится звездой.

Авторы отмечают, что не равный нулю эксцентриситет планеты может быть свидетельством ее высокоэксцентричной миграции, хотя не настаивают на этой версии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.04245.pdf

 

 

17 января 2021
Представлены пять новых горячих гигантов от миссии TESS
прямая ссылка на эту новость

До сих пор не ясно, как именно образуются горячие юпитеры. Большинство исследователей сходятся на том, что они формируются за снеговой линией протопланетных дисков – там, где из-за конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли, – а затем мигрируют внутрь системы. По одной из гипотез, такая миграция происходит благодаря спокойному взаимодействию с протопланетным диском – новорожденный гигант по спирали постепенно приближается к своей звезде. В этом случае его орбита остается близкой к круговой, а плоскость орбиты – мало наклоненной к звездному экватору. Согласно второй гипотезе, после взаимодействия с третьим телом (другой планетой или звездным компаньоном) гигант сначала переходит на резко эксцентричную орбиту, которая затем скругляется приливными силами. Получившийся таким образом горячий юпитер может оказаться на резко наклоненной, полярной и даже ретроградной орбите. Измерения эксцентриситетов и наклонов орбит ряда горячих гигантов свидетельствуют о том, что в природе реализуются оба сценария, но степень вклада каждого из них остается неизвестной. Чтобы определить, как часто реализуется тот или иной сценарий, необходимо измерять наклоны орбит и (для сравнительно долгопериодических планет с орбитальными периодами больше 5 суток) эксцентриситеты как можно большего количества горячих юпитеров.

7 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти горячих гигантов. Все они были обнаружены TESS, затем прошли стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было сделано методом лучевых скоростей.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние до Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Светимость, солнечных светимостей
Металличность [Fe/H]
Возраст, млрд. лет
177.4 ± 3.2
F7 V
1.31 ± 0.07
1.345 ± 0.046
2.5 +0.4/-0.3
0.26 ± 0.08
1.3 +1.6/-0.9
341.8 ± 3.9
F5 V
1.53 ± 0.07
2.08 ± 0.06
6.8 ± 0.5
0.07 ± 0.08
2.0 +0.6/-0.4
201.7 ± 1.2
F7 V
1.46 ± 0.08
1.925 ± 0.064
5.2 ± 0.5
0.12 ± 0.08
2.3 +0.7/-0.5
153.0 ± 1.1
G6 V
0.95 +0.06/-0.04
1.05 ± 0.03
0.97 ± 0.035
0.08 ± 0.07
9.2 +3.1/-3.9
339.2 ± 8.8
G0 V
1.52 ± 0.05*
2.19 ± 0.07
5.40 ± 0.35
0.33 ±0.07
2.64 ± 0.39*

*Есть и другое, менее вероятное решение для этой звезды с массой 1.34 ± 0.05 солнечных масс и возрастом 4.3 ± 0.5 млрд. лет.

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Период, сут.
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет орбиты
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
TOI-628 b
3.40957
0.0486 ± 0.0009
0.072 ±0.023
6.33 ± 0.3
1.06 ± 0.04
6.58 ± 0.75
1586 ± 52
TOI-640 b
5.00378
0.0661 ± 0.0011
0.05 ± 0.054
0.88 ± 0.16
1.77 ± 0.06
0.195 ± 0.04
1749 ± 30
TOI-1333 b
4.72022
0.0626 ± 0.0012
0.073 ± 0.092
2.37 ± 0.24
1.40 ± 0.055
1.08 ± 0.18
1679 ± 35
TOI-1478 b
10.18025
0.0903 ± 0.0018
0.025 ± 0.033
0.85 ± 0.05
1.06 ± 0.04
0.88 ± 0.13
918 ± 11
TOI-1601 b
5.33175
0.0687 ± 0.0008
0.036 ± 0.044
0.99 ± 0.11
1.24 ± 0.04
0.64 ± 0.10
1619 ± 24

Планета TOI-628 b единственная из всех представленных в статье находится на орбите с эксцентриситетом, достоверно отличным от нуля. Поскольку характерное время скругления ее орбиты оценивается в 3.3 млрд. лет, что больше возраста системы, этот эксцентриситет может быть свидетельством высокоэксцентричной миграции. Также обращает на себя внимание большая масса этой планеты, довольно редкая для горячих юпитеров.

Гигант TOI-640 b выделяется большой раздутостью, вызванной сильным нагревом и сравнительно небольшой массой, приводящей к невысокой силе тяжести. Большая шкала высот в атмосфере и яркость родительской звезды делают эту планету интересной целью для исследований методами трансмиссионной спектроскопии.

Планета TOI-1478 b отличается древним возрастом, достаточно большим орбитальным периодом (больше 10 суток) и умеренным нагревом (меньше 1000 К).

Авторы приходят к выводу, что благодаря своей фотометрической чувствительности и 27.4-суточному периоду наблюдений каждого сектора TESS может обеспечить почти полную выборку горячих гигантов у сравнительно ярких звезд (т.е. обнаружить почти все транзитные горячие гиганты в окрестностях Солнца).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01726.pdf

 

 

7 января 2021
Измерены массы планет в системе L 231-31 (TOI-270)
прямая ссылка на эту новость

Чтобы оценить химический состав и физическую природу внесолнечных планет, необходимо измерять их среднюю плотность, а значит – массу и радиус. Поэтому ученые стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Особый интерес представляют небольшие планеты – мини-нептуны и суперземли. Однако измерять их массы нелегко, поскольку они наводят на свои звезды колебания лучевой скорости с малой амплитудой. Чтобы определять массы небольших планет, необходимы самые точные современные спектрографы с инструментальной погрешностью менее 1 м/с.

6 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы трех планет в системе красного карлика L 231-31 (TOI-270). Система была представлена в марте 2019 года, она включает в себя три транзитные планеты с орбитальными периодами 3.36, 5.66 и 11.38 земных суток и радиусами (после уточнения) 1.15 ± 0.05, 2.33 ± 0.07 и 2.01 ± 0.07 радиусов Земли, соответственно. Из-за низкой светимости звезды эффективные температуры планет оказываются довольно умеренными – в предположении альбедо, равного 0.3, они оцениваются в 528 ± 13, 443 ± 11 и 351 ± 8 К.

Чтобы измерить массы планет, исследователи получили 26 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа ESPRESSO и 58 – с помощью HARPS. Массы планет оказались равными 1.58 ± 0.26, 6.14 ± 0.38 и 4.78 ± 0.46 масс Земли, соответственно. Средняя плотность внутренней планеты TOI-270 b (5.7 ± 1.2 г/куб.см) совместима с железокаменным составом, средние плотности внешних планет (2.68 ± 0.3 и 3.28 ± 0.45 г/куб.см) говорят о наличии или большого количества воды, или водородно-гелиевой атмосферы массой ~1% от полной массы планет.


Планеты системы TOI-270 (подписаны) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами. Для сравнения приведены также Земля и Венера. Сплошные цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто каменных и чисто железных планет, а также железокаменных планет смешанного состава (земного и 50:50). Пунктирными и точечными красными и сиреневыми линиями показаны аналогичные соотношения для планет земного состава с 1-2% водородной атмосферы при разных температурах.

Авторы исследования полагают, что все три планеты изначально имели примерно одинаковый состав, но внутренняя планета потеряла свою водородную атмосферу, а ее более массивным и удаленным от звезды соседкам удалось ее сохранить. Таким образом, планета b, с одной стороны, и планеты c и d, с другой, оказались по разные стороны зазора Фултона, разделяющего суперземли и мини-нептуны.

Авторы предложили формулу для вычисления зазора Фултона для планет с разными орбитальными периодами. По их расчетам, переход между мини-нептунами и суперземлями происходит при радиусе планеты R, для которого
lgR = m·lgP + a,
где m = -0.11 ± 0.07, a = 0.30 ± 0.05, R измеряются в радиусах Земли, а P – в сутках.
По этой формуле для планет с орбитальными периодами 1 суток зазор Фултона проходит через планеты с радиусом ~2 радиуса Земли, а для планет с орбитальными периодами 10 суток – ~1.5 радиусов Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01593.pdf

 

 

6 января 2021
NGTS-14A b: тяжелый нептун из пустыни горячих нептунов
прямая ссылка на эту новость

Хотя наземные транзитные обзоры в подавляющем большинстве случаев обнаруживают горячие юпитеры, иногда им удается находить планеты других типов. Так, 6 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию субсатурна NGTS-14A b – планеты, чьи масса и радиус являются промежуточными между массами и радиусами Сатурна и Нептуна.

Наземный транзитный обзор NGTS основан на фотометрических измерениях, снимаемых двенадцатью одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой 20 см. Наблюдательная стратегия NGTS оптимизирована под поиск короткопериодических планет у оранжевых карликов. Чувствительность телескопов такова, что возможно обнаруживать планеты с радиусами вплоть до радиуса Нептуна.

Фотометрический мониторинг звезды NGTS-14A велся с 21 апреля по 22 декабря 2016 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

NGTS-14A – звезда главной последовательности спектрального класса K1 V, удаленная от нас на 316.7 ± 4.8 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.035 солнечных масс, радиус – в 0.842 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 46% от светимости Солнца. Возраст звезды определен с большими погрешностями – 5.9 +3.0/-3.4 млрд. лет.

На расстоянии 3.59 угловых секунд от NGTS-14A (1137 ± 17 а.е.) расположен звездный компаньон спектрального класса M3 V. Звезды находятся примерно на одном расстоянии и имеют близкое собственное движение, так что, скорее всего, физически связаны и образуют широкую пару.

Масса планеты NGTS-14A b составляет 0.092 ± 0.012 масс Юпитера (29.2 ± 3.8 масс Земли), радиус – 0.444 ± 0.03 радиусов Юпитера (5.0 ± 0.3 радиусов Земли), что приводит к средней плотности 1.40 ± 0.33 г/куб.см. Это означает, что перед нами не легкий газовый гигант, а тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.040 ± 0.007 а.е., и делает один оборот за 3.5357 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) составляет 1143 ± 139К.

На плоскости «орбитальный период – радиус» NGTS-14A b попадает на окраину «пустыни горячих нептунов» – области, почти лишенной планет.


Планета NGTS-14A b (показана зеленым кружком) на плоскости «орбитальный период – радиус» среди других транзитных экзопланет. Оранжевыми точками показаны планеты с известными радиусами и массами, черными точками – планеты, для которых известен только радиус. Голубой и черной пунктирными линиями очерчена пустыня горячих нептунов по мнению разных авторов.

Поскольку средняя плотность NGTS-14A b ниже средней плотности планеты из воды той же массы, она должна быть окружена протяженной водородно-гелиевой атмосферой, чья протяженность может достигать 0.5-0.6 доли радиуса. Однако масса этой атмосферы сравнительно невелика – около 5% полной массы планеты. Массовая доля остальных оболочек (железного ядра, силикатной мантии, мантии из водяного льда) остается неизвестной – одной и той же средней плотности могут отвечать разные решения.


Планета NGTS-14A b (показана синим цветом) на плоскости «масса – радиус». Для сравнения показаны также Уран и Нептун. Пунктирной синей линией показано модельное соотношение масса-радиус для планет из воды, красной штрих-пунктирной линией – для планет, на 47.5% состоящих из железокаменного ядра, на 47.5% из воды и на 5% из водорода. Голубыми линиями показаны линии равной плотности 1 и 2 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.01470.pdf

 

 

5 января 2021
Открыта пятая планета в системе HD 108236
прямая ссылка на эту новость

Изучение многопланетных систем представляет особый интерес для сравнительной планетологии, поскольку позволяет изучать и сравнивать между собой планеты, возникшие в одном протопланетном диске и вращающиеся вокруг одной и той же звезды. Так, сравнение средней плотности планет в зависимости от орбитального периода (а значит, и степени нагрева) помогает уточнить эволюцию атмосфер путем фотоиспарения наиболее летучих элементов (водорода и гелия). Кроме того, планеты в многопланетных системах часто связаны друг с другом орбитальными резонансами, что позволяет измерять массы планет методом тайминга транзитов.

5 января 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям с помощью спутника ChEOPS 4-планетной системы HD 108236 (TOI-1233). Авторы ставили перед собой скромную цель уточнить орбитальные периоды и размеры уже известных планет, однако неожиданно для себя обнаружили транзит еще одной, ранее неизвестной пятой планеты.

Звезда HD 108236 попала на 10 и 11 сектора TESS (наблюдения с 26 марта по 21 мая 2019 года). Анализ кривой блеска звезды привел к открытию четырех транзитных планет с орбитальными периодами 3.8, 6.2, 14.2 и 19.6 земных суток и радиусами 1.6, 2.1, 2.5 и 3.1 радиусов Земли, соответственно. Так как полное время наблюдений заняло меньше двух месяцев, орбитальные периоды планет были определены с невысокой точностью, приводящей к нарастающей неопределенности эфемерид будущих транзитов. Чтобы уменьшить эти неопределенности и уточнить радиусы планет, 10 марта, 28 и 30 апреля 2020 года авторы наблюдали HD 108236 с помощью ChEOPS (по 18.3, 18.6 и 17 часов). Поскольку эти наблюдения были проведены спустя год после TESS, орбитальные периоды известных планет удалось уточнить почти в 20 раз, и примерно вдвое уменьшить погрешности в определении радиусов планет.

И вот, изучая кривую блеска звезды в жидаемое время транзита планеты b, исследователи неожиданно обнаружили еще одно транзитное событие глубиной ~400 ppm, которое не соотносилось ни с одной из известных планет! Орбитальный период новой планеты ожидался близким к 29.5 суток. Авторы заново просмотрели кривую блеска, полученную TESS, и нашли на ней второе транзитное событие той же глубины и продолжительности, не замеченное ранее из-за своей малой глубины и частичного наложения на транзит планеты e. Это позволило точно определить период пятой планеты – 29.5412 ± 0.0004 суток. Ее радиус составил 2.02 ± 0.06 радиусов Земли.

Авторы изучили динамическую устойчивость системы как аналитическими методами, так и прямым численным моделированием движения планет на протяжении 10 млн. лет. Они нашли, что эксцентриситеты орбит планет не должны превышать 0.1, иначе система становится неустойчивой. Массы планет были оценены с помощью динамической модели и должны быть уточнены методом лучевых скоростей.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2101.00663.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 2019_2 2020_1 2020_2