 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
25 декабря 2023
Представлены три газовых гиганта TOI-2373 b, TOI-2416 b и TOI-2524 b
Поскольку вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, большинство транзитных планет имеет орбитальные периоды короче 10 суток. Планеты с большими орбитальными периодами привлекают повышенный интерес, поскольку для них приливное взаимодействие с родительской звездой оказывается гораздо слабее, чем для типичных горячих юпитеров, и скруглением их орбит можно пренебречь. Формально планеты-гиганты с орбитальными периодами 10-200 суток называют «теплыми юпитерами», хотя их эффективные температуры могут быть достаточно высокими из-за высокой светимости родительских звезд.
В декабрьском номере Астрономического журнала (The Astronomical Journal) была опубликована статья, посвященная открытию (точнее, подтверждению) трех планет-гигантов, обнаруженных TESS. Все три планеты вращаются вокруг солнцеподобных звезд, чьи массы, радиусы и светимости немного превышают солнечные. Планетная природа транзитных кандидатов была подтверждена методом лучевых скоростей, этим же методом удалось измерить массы планет.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Обращает на себя внимание компактность и высокая средняя плотность TOI-2373 b и TOI-2416 b. Средняя плотность TOI-2373 b превышает плотность ртути и достигает 14.4 ± 1 г/куб.см – это одна из наиболее плотных планет, известных на данный момент. Конечно, это не означает, что она состоит из тяжелых металлов – уравнение состояния металлического водорода таково, что он эффективно сжимается под действием мощной гравитации массивных планет, благодаря чему размеры газовых гигантов и коричневых карликов почти не зависят от их массы. Количество тяжелых элементов в составе TOI-2373 b оценивается в 0.11 ± 0.06 – довольно типичная величина.
Интересно, что средняя плотность TOI-2416 b близка к средней плотности Земли. Доля тяжелых элементов в составе этой планеты достигает 0.36 ± 0.03. Высокий эксцентриситет орбиты и необычная обогащенность тяжелыми элементами могут быть вызваны катастрофическим событием – TOI-2416 b может быть итогом столкновения двух газовых гигантов. Значительная доля водорода и гелия при этом рассеялась в пространстве, и планета стала компактной и плотной.
Планеты TOI-2373 b, TOI-2416 b и TOI-2524 b (показаны большими пятиконечными звездами) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения синими звездочками показаны также Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер. Серые пунктирные линии – линии равной плотности (слева направо) 0.1, 0.3, 1, 3 и 10 г/куб.см.Все три планеты являются перспективными целями для измерения наклонения их орбит к оси вращения звезды. Если гипотеза «катастрофического» происхождения TOI-2416 b верна, можно ожидать резкого наклона ее орбиты.
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ad06bc/pdf
11 декабря 2023
Горячий гигант на не наклонной орбите у яркой F-звезды HD 17607
Наклон орбиты планеты к оси вращения звезды – важная характеристика планетной системы, отражающая ее динамическую эволюцию. У многих горячих юпитеров эта величина достигает нескольких десятков градусов, т.е. они находятся на полярных и даже ретроградных орбитах. Считается, что планета может оказаться на такой орбите в результате высокоэксцентричной миграции, когда сначала после эпизода планет-планетного рассеяния или взаимодействия с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова планета переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. При этом приливные силы могут не только скруглить орбиту, но и «выпрямить» ее (сделать лежащей примерно в плоскости звездного экватора). Поэтому особенно интересно изучать планеты с орбитальными периодами больше 5-10 суток – для них приливные силы становятся пренебрежимо малыми, и текущий наклон орбиты примерно равен своему первоначальному значению.
8 декабря 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего гиганта у яркой F-звезды HD 17607 (TOI-4641). Наклон ее орбиты оказался очень малым, что говорит о другом механизме миграции – например, о спокойной миграции за счет взаимодействия с протопланетным диском. Планета была открыта TESS, валидация транзитного кандидата была проведена с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина.
HD 17607 – звезда главной последовательности спектрального класса F0, удаленная от нас на 87.6 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.41 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.72 ± 0.04 звездных радиусов, светимость примерно в 5 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.7 +0.8/-1.1 млрд. лет.
HD 17607 попала на 18, 42-44 и 58 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 22.09341 ± 0.00005 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.73 ± 0.03 радиусов Юпитера. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 15 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа TRES, но из-за высокой температуры фотосферы и очень быстрого вращения звезды погрешности единичного измерения достигали 200-300 м/с, и массу измерить не удалось, был получен только верхний предел в 3.87 масс Юпитера (с достоверностью 99.7%). Истинная масса может быть на два порядка ниже. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.173 ± 0.015 а.е. (21.5 звездных радиусов).
Быстрое вращение звезды воспрепятствовало измерению массы планеты, но оно же поспособствовало измерению наклонения ее орбиты с помощью эффекта Мак-Лафлина. Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ оказалась равной 1.4 ± 0.8°. Поскольку мы наблюдаем звезду примерно со стороны экватора (нижний предел на наклон ее оси вращения относительно луча зрения составляет 83°), удалось определить и истинный (трехмерный) угол – 2.4 ± 1.3°. Эта величина в несколько раз меньше наклонения эклиптики к оси вращения Солнца (7°). Другими словами, горячий гигант HD 17607 b вращается почти в плоскости экватора своей звезды, что говорит о его спокойной миграции в протопланетном диске.
Планета HD 17607 b (показана бледно-розовой звездой и подписана как TOI-4641 b) на плоскости «Отношение большой полуоси орбиты к радиусу звезды a/Rstar – Наклонение орбиты планеты λ» среди других экзопланет с измеренным наклонением.
Вверху: показаны планеты звезд любой температуры, цвет планет отражает температуру родительских звезд.
В середине: показаны только планеты у звезд с температурой фотосферы свыше 6500 К.
Внизу: показаны только планеты у звезд с температурой фотосферы ниже 6500 К.Известна всего только одна планета на сравнительно широкой орбите, вращающаяся вокруг звезды раннего F-класса – это Kepler-448 b, и ее наклонение к звездному экватору также невелико. Большинство же других планет, вращающихся вокруг горячих (T > 6500 K) звезд, имеют резко наклоненные орбиты, говорящие о высокоэксцентричной миграции.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2312.03971.pdf
6 декабря 2023
Открыты два газовых гиганта у красных гигантов HD 112570 и HD 154391
Подавляющее большинство экзопланет обнаружено у звезд главной последовательности, но постепенно растет и количество планет у сильно проэволюционировавших звезд – красных гигантов. Из-за больших размеров дисков красных гигантов транзитный метод поиска работает плохо – транзиты планет оказываются очень мелкими и легко теряются в шумах. Поэтому большинство планет у красных гигантов открыты методом лучевых скоростей, к которому в последнее время присоединилась и астрометрия.
Уже свыше двух десятилетий поиск планет у красных гигантов ведут на обсерватории Окаяма в Японии. Исследователи измеряют лучевые скорости выбранных звезд с помощью спектрографа HIDES. К настоящему времени ими открыто несколько десятков планет, преимущественно газовых гигантов. Особенность обзора состоит в том, что в его рамках наблюдают достаточно массивные звезды (их еще называют звездами промежуточной массы), которые на главной последовательности имели спектральный класс A или ранний F. Как известно, в спектрах A-звезд нет тонких узких линий, что затрудняет измерение их лучевых скоростей с приемлемой точностью. Только после схода с главной последовательности, когда звезда значительно расширяется, а температура ее фотосферы падает, в ее спектре появляются многочисленные узкие линии, и становится возможным точно измерять лучевую скорость. Поэтому подавляющее большинство планет, открытых у звезд промежуточной массы, открыты именно у красных гигантов.
5 декабря 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья астрономов из обсерватории Окаяма, посвященная открытию двух планет у красных гигантов HD 112570 и HD 154391. Лучевые скорости обеих звезд измеряются с 2005 года. Также авторы изучили их фотометрию, полученную TESS, и астрометрию, полученную «Гайей». Использование астрометрических данных позволило определить не только минимальную, но и истинную массу обеих планет, а также наклонение их орбит к лучу зрения.
HD 112570 – красный гигант спектрального класса K0 III, находящийся на стадии горения слоевого источника (это означает, что в его недрах уже сформировалось изотермическое гелиевое ядро, в котором пока не идут термоядерные реакции, а энерговыделение происходит за счет «горения» водорода в тонком слое вокруг этого ядра). Масса звезды оценивается в 1.15 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 9.85 ± 0.23 солнечных радиусов, светимость достигает 44.3 ± 3.4 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст HD 112570 составляет 5.5 ± 2.1 млрд. лет, она удалена от нас на 100.5 ± 0.3 пк.
Минимальная масса планеты HD 112570 b равна 2.6 ± 0.5 масс Юпитера. С учетом наклонения орбиты в 54 +23/-19° истинная масса планеты составляет 3.42 +1.40/-0.84 масс Юпитера. Этот газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 3.90 ± 0.16 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.16, и делает один оборот за 2615 ± 85 суток (7.16 ± 0.23 лет). Из-за высокой светимости звезды температурный режим HD 112570 b оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.
HD 154391 – красный гигант спектрального класса K1 III, находящийся на стадии горения гелия в ядре. Его масса оценивается в 2.07 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 8.56 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость достигает 38.1 ± 1.0 солнечных. В отличие от бедной тяжелыми элементами HD 112570 звезда HD 154391 содержит их даже немного больше, чем Солнце. Возраст HD 154391 составляет 1.10 ± 0.04 млрд. лет, звезда удалена от нас на 101.6 ± 0.2 пк.
Орбитальный период планеты HD 154391 b оценивается в 5163 ± 60 суток (14.14 ± 0.16 лет), минимальная масса – 6.6 ± 0.3 масс Юпитера. С учетом наклонения орбиты, равного 47 +21/-13°, истинная масса HD 154391 b достигает 9.1 +2.8/-1.9 масс Юпитера. Планета находится на широкой орбите с большой полуосью 7.46 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.04 а.е., ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса.
Таким образом, обе новые планеты оказываются весьма массивными. Как пишут авторы статьи, возможно, они сформировались по разным сценариям – HD 112570 b путем аккреции на ядро, а HD 154391 b – благодаря гравитационной неустойчивости в массивном и богатом пылью протопланетном диске.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2312.01388.pdf
2 декабря 2023
Компактная резонансная 6-планетная система у близкого оранжевого карлика HD 110067
Одним из неожиданных открытий «Кеплера» стало обнаружение компактных плотно упакованных многопланетных систем, в которых орбиты 4-6 планет укладываются глубоко внутри орбиты Меркурия. Очень часто такие системы состоят из планет малой массы – мини-нептунов и суперземель, чьи орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа. В этом случае говорят, что планеты образуют цепочку орбитальных резонансов. После запуска миссии TESS такие системы стала обнаруживать и она. Компактные многопланетные системы хороши тем, что позволяют изучать процессы эволюции планетных атмосфер, поскольку входящие в них планеты образовались из одного протопланетного диска, вращаются вокруг одной и той же звезды и имеют одинаковый возраст.
29 ноября 2023 года в журнале Nature (а на следующий день – в Архиве электронных препринтов) была опубликована статья, посвященная открытию компактной шестипланетной системы у близкого и яркого оранжевого карлика HD 110067. Первые транзитные кандидаты были обнаружены TESS, затем к наблюдениям подключился спутник ChEOPS. Массы трех планет удалось измерить методом лучевых скоростей, на массы остальных были наложены верхние пределы. Орбитальные периоды всех шести планет образуют длинную цепочку орбитальных резонансов, что делает эту систему динамически устойчивой.
HD 110067 (TOI-1835) – звезда главной последовательности спектрального класса K0 V, удаленная от нас на 32.22 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 0.80 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.788 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.3 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 1.6 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст HD 110067 определен очень плохо, как 8.1 ± 4.0 млрд. лет.
HD 110067 попала на 23 и 49 сектора TESS. Автоматический алгоритм обработки данных выделил на кривой блеска, полученной на 23 секторе, два транзитных кандидата, однако с ними все было странно. У одного кандидата с периодом 5.64 суток после двух транзитных событий вроде бы одинаковой глубины и продолжительности не произошло третьего. Второй сигнал оказался более устойчив и проявился на 49 секторе, но при этом на кривой блеска 49 сектора прорисовались еще два одиночных транзитных события, явно отличающихся от уже наблюдавшихся. Для прояснения этой запутанной картины требовались дополнительные данные.
С 11 апреля по 17 мая 2022 года звезду HD 110067 17 раз наблюдал спутник ChEOPS. По совокупности данных удалось показать, что планеты с периодом 5.64 суток не существует, а транзиты, приписываемые ей, принадлежат разным планетам приблизительно одинакового размера. Удалось определить орбитальные периоды трех внутренних планет, которые были связаны цепочкой орбитальных резонансов 3:2. Предположив, что и внешние планеты могут находиться на резонансных орбитах (рассматривались резонансы 2:1, 3:2, 4:3, 5:4 и 6:5), авторы предсказали возможные моменты транзитов внешних планет. И угадали! Все шесть транзитных планет в системе HD 110067 входят в единую резонансную цепочку 3:2, 3:2, 3:2, 4:3, 4:3.
Для измерения масс транзитных кандидатов авторы получили 39 измерений лучевой скорости HD 110067 на спектрографе CARMENES и 72 измерения на HARPS-N. Свойства всех шести планет приведены в таблице.
Низкие средние плотности планет показывают, что все они являются мини-нептунами, т.е. окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.
Планеты системы HD 110067 (обведены красной обводкой и подписаны буквами a, b, c, d, e и f) на диаграмме «Период – Радиус» (слева), «Масса – Радиус» (в центре) и «Равновесная температура планеты – Видимая величина родительской звезды в полосе J» (справа), на фоне других транзитных экзопланет. Размер кружков отражает размер планет, цвет кружков – метрику трансмиссионного спектра TSM. На правом рисунке черной обводкой обведены планеты с измеренной массой, серой обводкой – планеты, для которых был установлен только верхний предел на массу; показаны только системы, имеющие 5 и больше планет.Система HD 110067 очень плоская (взаимные наклонения орбит планет составляют доли градуса), а значит, есть неплохие шансы обнаружить там дополнительные транзитные планеты с орбитальными периодами свыше 70 суток, в том числе расположенные в обитаемой зоне. Родительская звезда при этом близкая и яркая (самая яркая из всех, вокруг которых вращается больше четырех планет). Все это делает систему HD 110067 идеальной целью для изучения свойств атмосфер с помощью JWST и крупных наземных телескопов.
Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-06692-3
https://arxiv.org/pdf/2311.17775.pdf
30 ноября 2023
Очень теплый гигант TOI-1670 c вращается в плоскости экватора своей звезды
Наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды – одна из фундаментальных характеристик планетной системы, отражающая как условия ее формирования, так и дальнейшую динамическую эволюцию. Нормаль к плоскости орбиты Земли наклонена к оси вращения Солнца на 7°, но известны планеты на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Измерять наклонение орбиты возможно с помощью эффекта Мак-Лафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды в момент транзита планеты. Особенно информативно измерять наклонение планет, находящихся на достаточно широких орбитах с периодами свыше 11 суток, поскольку для них «выпрямляющее» действие приливных сил со стороны звезды становится пренебрежимо малым.
29 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению проекции на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ очень теплого гиганта TOI-1670 c. Наблюдения были проведены 20 апреля 2023 года на спектрографе NEID, установленном на 3.5-метровом телескопе WIYN. Всего было получено 20 измерений лучевой скорости незадолго до транзита и во время него. Наклонение орбиты TOI-1670 c оказалось равным -0.3 ± 2.2°. Это означает, что планета вращается практически в плоскости экватора своей звезды, причем такой наклон был изначально, а не уменьшился благодаря приливным силам. Также авторы уточнили массу, радиус и некоторые другие параметры TOI-1670 c.
Интересно, что орбиты почти всех теплых гигантов, вращающихся вокруг одиночных звезд, мало наклонены к экватору звезды, в то время как из четырех планет того же типа, найденных в кратных системах, три находятся на резко наклоненных орбитах.
Планета TOI-1670 c (показана красным кружком) на плоскости «Эффективная температура родительской звезды – наклонение λ» среди других планет-гигантов с массой больше 0.75 масс Юпитера и удаленных от своих звезд больше, чем на 11 звездных радиусов. Кружками с синей обводкой показаны планеты одиночных звезд, кружками с черной обводкой – планеты у двойных и кратных звезд. Вертикальной пунктирной линией показан излом Крафта (Kraft break) при температуре ~6200 К (у звезд с температурой фотосферы выше излома Крафта почти отсутствуют внешние конвективные оболочки, что уменьшает темпы потери звездами углового момента, поэтому они быстро вращаются).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.16237.pdf
28 ноября 2023
HD 88986 b: мини-нептун на 146-суточной орбите – возможно, транзитный
Применение к одним и тем же планетам и транзитного метода, и метода лучевых скоростей позволяет определять их базовые характеристики, такие как массу, радиус и среднюю плотность. Однако вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство (99%) транзитных планет имеет орбитальные периоды меньше 40 суток. Обнаружение транзитных планет на широких орбитах всегда вызывает повышенный интерес, поскольку дает возможность исследовать атмосферы сравнительно прохладных миров.
23 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты у яркой звезды HD 88986. На протяжении свыше четверти века лучевую скорость звезды измеряли с помощью спектрографов различной точности, от ELODIE до SOPHIE. Кроме того звезда HD 88986 попала на 21 и 48 сектора TESS. На кривой блеска, полученной на 21 секторе, прорисовалось единственное транзитное событие невысокой глубины и достоверности. Совместный анализ данных позволил авторам очертить характеристики всей планетной системы.
HD 88986 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 33.37 ± 0.04 пк. В идеальных условиях она различима невооруженным глазом (видимая звездная величина +6.47). Масса звезды оценивается в 1.25 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.54 ± 0.01 солнечных радиусов. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 7.9 ± 1.3 млрд. лет.
В общей картине изменения лучевой скорости HD 88986 доминирует синусоидальное колебание высокой амплитуды, вызванное компаньоном звездной массы, на которое накладывается мелкая высокочастотная «рябь». Полный оборот внешнего компаньона еще не завершен, поэтому его параметры определены с большими погрешностями. Масса компаньона оценивается в 145 +73/-48 масс Юпитера (0.138 +0.069/-0.046 солнечных масс) – это или коричневый карлик, или (что гораздо вероятнее) маломассивная звезда. Объект вращается вокруг HD 88986 по эллиптической орбите с большой полуосью 26.2 +6.4/-5.5 а.е. и эксцентриситетом 0.46 ± 0.13 и делает один оборот за 116 +40/-34 лет. Астрометрические данные, полученные «Гайей», позволили определить наклонение его орбиты к лучу зрения – 55 +21/-19°.
После вычитания колебания, вызванного звездным компаньоном, авторы нашли в данных еще одно колебание с периодом 146.1 ± 0.4 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они определили массу планеты HD 88986 b в 17.2 ± 4 масс Земли. Если единственное транзитное событие, обнаруженное на 21 секторе TESS, вызвано проходом по диску звезды именно этой планеты, ее радиус окажется равным 2.49 ± 0.18 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 6.1 +3.3/-2.3 г/куб.см. HD 88986 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.58 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.05, ее эффективная температура составляет 460 ± 8 К.
8-15 февраля 2022 года звезду HD 88986 наблюдал спутник ChEOPS, но в предсказанное время транзита не обнаружил. Именно поэтому авторы назвали нептун HD 88986 b потенциально транзитным – мы не знаем, действительно ли транзитное событие на 21 секторе вызвано именно им, или у звезды HD 88986 есть еще планеты, и транзит на 21 секторе случайно совпал с подходящим моментом на фазовой кривой планеты b. Поэтому необходимы новые фотометрические наблюдения звезды HD 88986 – они или подтвердят транзитную природу планеты b, или приведут к открытию дополнительных планет в этой системе.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.13513.pdf
25 ноября 2023
Сернистый газ, водяной пар и силикатные облака в атмосфере субсатурна WASP-107 b
Очень теплый субсатурн WASP-107 b был представлен в 2017 году. Это легкий газовый гигант массой ~30.5 масс Земли и радиусом ~0.94 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг позднего оранжевого карлика с орбитальным периодом 5.72 суток. Рыхлость и умеренный нагрев планеты (ее эффективная температура оценивается в ~740 К) делала WASP-107 b удобной целью для изучения ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Наблюдения на «Хаббле», проведенные в диапазоне 1.12-1.63 мкм, показали наличие водяного пара и высотных облаков, но отсутствие метана.
15 ноября 2023 года в журнале Nature была опубликована статья, посвященная наблюдениям WASP-107 b с помощью инфракрасного спектрометра MIRI на борту JWST. Наблюдения проводились 19-20 января 2023 года в диапазоне 4.61–11.83 мкм. Авторы обработали полученный трансмиссионный спектр тремя различными алгоритмами и получили согласующиеся результаты. В трансмиссионном спектре хорошо видны полосы сернистого газа и водяного пара, а также широкая полоса силикатных облаков. Достоверность обнаружения сернистого газа достигает 9 сигма, а водяного пара – 12 сигма. Метан по-прежнему не обнаружен.
Чем интересен этот результат? В преимущественно водородной атмосфере с умеренной температурой сера должна находиться в виде сероводорода, а не сернистого газа. Наличие SO2 говорит об активно идущих фотохимических процессах. Жесткое излучение звезды на уровне давления 10-5 бар приводит к диссоциации водяного пара на атом водорода и гидроксил-радикал OH, который окисляет серу до сернистого газа. Сероводород также обнаружен в спектре, но с невысокой достоверностью в 4 сигма.
Обобщенный трансмиссионный спектр WASP-107 b в диапазоне от 1 до 12 мкм. Крестиками показаны наблюдательные данные, голубой и оранжевой линиями – два модельных спектра от разных алгоритмов (ARCiS и petitRADTRANS), описывающие наблюдательные данные наилучшим образом и смещенные друг относительно друга для наглядности. Внизу показаны спектры различных химических веществ, ожидаемых в атмосфере газового гиганта.Еще одним важным результатом является подтверждение наличия высотных облаков, состоящих из мелких (субмикронных) частиц из аморфных силикатов (кварца SiO2 и/или силиката магния MgSiO3). Достоверность силикатного состава частиц достигает 7 сигма. Авторы предполагают, что именно наличие высотных облаков объясняет отсутствие следов метана в трансмиссионном спектре WASP-107 b – в надоблачной атмосфере метан быстро разрушается, а в подоблачной не виден.
Наблюдения на MIRI подтверждают важность неравновесных фотохимических процессов в верхних слоях атмосферы экзопланет.
Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-06849-0
Если не открывается, то: https://arxiv.org/pdf/2311.12515.pdf
24 ноября 2023
TOI-4515 b: эксцентричный гигант у молодой звезды
Эксцентриситет орбиты планеты является итогом ее динамической истории, в которой одни процессы способствуют увеличению эксцентриситета, а другие – его уменьшению. Например, большинство горячих юпитеров находятся на круговых орбитах, поскольку приливные силы со стороны близкой звезды стремятся скруглить орбиту. Напротив, гравитационное воздействие со стороны массивного компаньона может приводить к значительному росту эксцентриситета по механизму Козаи-Лидова. Приливные силы быстро спадают с расстоянием, поэтому у звезд главной последовательности их влияние становится малым, начиная с периодов приблизительно в 5 суток (время скругления орбиты начинает превышать возраст вселенной). Поэтому многие планеты с орбитальными периодами свыше 10 суток имеют значительный эксцентриситет.
21 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного гиганта на эксцентричной орбите TOI-4515 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Планета интересна большим эксцентриситетом и молодым возрастом родительской звезды.
TOI-4515 – звезда главной последовательности спектрального класса G8 V (по другим данным G9 V), удаленная от нас на 193.8 ± 0.7 пк. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 58% солнечной светимости. Судя по скорости вращения и уровню активности звезда довольно молода – авторы оценили ее возраст в 1.2 ± 0.2 млрд. лет.
TOI-4515 попала на 17, 42, 43 и 57 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 15.266 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.09 ± 0.04 радиусов Юпитера. После стандартной процедуры валидации авторы получили 25 измерений лучевой скорости TOI-4515 с помощью спектрографа HARPS-N, 18 измерений с помощью TRES и 5 измерений с помощью FEROS.
Масса планеты оказалась равной 2.01 ± 0.05 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.94 ± 0.21 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.118 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.461 ± 0.007. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.0636 до 0.1724 а.е., т.е. в 2.7 раза. Эффективная температура TOI-4515 b (усредненная по периоду) составляет 705 ± 10 К.
Высокий эксцентриситет TOI-4515 b позволяет предположить, что в системе есть еще одно массивное тело, взаимодействие с которым возмутило орбиту этой планеты. Авторы поискали в данных признаки его наличия, но ничего не нашли: вариаций времени наступления транзитов не обнаружено, лучевая скорость звезды не показывает дополнительный дрейф, в данных «Гайи» нет признаков наличия в этой системе массивных тел на широкой орбите, на снимках ближайших окрестностей звезды нет тусклых компаньонов. Однако верхние пределы допускают наличие массивной планеты или коричневого карлика на расстоянии 10.а.е. от звезды или несмного больше. Авторы предполагают, что планета TOI-4515 b может быть результатом столкновения двух газовых гигантов, или же после эпизода планет-планетного рассеяния другая планета упала на звезду.
Движение по сравнительно тесной эллиптической орбите приводит к рассеянию приливной энергии и дополнительному разогреву планеты. Величина разогрева зависит от принятого значения добротности Q (величины, обратной доле рассеянной энергии за один оборот), которое неизвестно. Если добротность невелика (авторы рассматривают значение Q = 104), одно рассеяние приливной энергии способно разогреть планету до 500 К! Поэтому было бы очень интересно измерить ее истинную температуру, в том числе на ночной стороне.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.11903.pdf
21 ноября 2023
TOI-2010 b: транзитный газовый гигант с температурным режимом Меркурия
Вероятность транзитной конфигурации быстро убывает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находятся на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно растет и количество известных умеренно нагретых транзитных планет с орбитальными периодами свыше ста суток. Эти открытия привлекают повышенное внимание ученых, поскольку позволяют изучать методами трансмиссионной спектроскопии атмосферы относительно прохладных планет.
TESS наблюдает каждый сектор только 27.4 суток, поэтому нередко бывает, что долгопериодическая транзитная планета проходит по диску своей звезды только один раз за все время наблюдений. Это дает возможность определить ее радиус, но не позволяет определить орбитальный период. Чтобы уточнить орбитальные параметры такой планеты, а также измерить ее массу, чаще всего используется метод лучевых скоростей. Метод лучевых скоростей незаменим и в том случае, когда на кривой блеска звезды проявляются два транзита – если между эпохами наблюдений звезда долгое время не наблюдалась, регистрация двух транзитных событий не позволяет точно определить орбитальный период планеты, а только набор возможных периодов.
20 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты TOI-2010 b. Планета была открыта TESS по единственному транзитному событию и подтверждена методом лучевых скоростей, а спустя 3 года удалось зафиксировать и второй ее транзит.
TOI-2010 – звезда главной последовательности позднего F класса, удаленная от нас на 108.3 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.11 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.08 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 30 ± 8% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-2010 составляет 1.9 +2.2/-1.3 млрд. лет.
При радиусе 1.05 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-2010 b достигает 1.30 ± 0.06 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.36 ± 0.11 г/куб.см. Этот газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.552 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.21 ± 0.02, и делает один оборот за 141.834 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 400 ± 6 К, другими словами, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия. Как и все остальные умеренно нагретые газовые гиганты, TOI-2010 b не раздута.
Планета TOI-2010 b (показана зеленым треугольником с красной обводкой) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Кружками показаны умеренно нагретые планеты (с инсоляцией меньше ~150 земных), символами «х» – сильно нагретые планеты. Цвет кружков отражает уровень инсоляции. Для сравнения приведены также Юпитер и Сатурн.Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.0185 ± 0.0055 м/с в сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела (тяжелой планеты, коричневого карлика или маломассивной звезды) на широкой орбите. Природа второго тела пока неясна, возможно, ее удастся определить с помощью астрометрической миссии «Гайя».
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.10232.pdf
18 ноября 2023
TOI-2141 b: плотный мини-нептун у солнцеподобной звезды
Солнцеподобные звезды и их планетные системы привлекают особое внимание ученых, поскольку их можно непосредственно сравнивать с Солнцем и Солнечной системой как наиболее изученными представителями своих типов. Солнцеподобными принято называть звезды главной последовательности с эффективными температурами от 5278 К до 6278 К с содержанием тяжелых элементов, отличающимся от солнечного не более чем вдвое (т.е. с [Fe/H] = ± 0.3), а также не имеющие близких звездных компаньонов с орбитальным периодом меньше 10 суток.
14 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у солнцеподобных звезд TOI-1736 и TOI-2141. Двухпланетная система TOI-1736 уже была представлена ранее другим научным коллективом, и ее параметры согласуются с параметрами, полученными первооткрывателями, в пределах погрешностей. Планета у звезды TOI-2141 представляется впервые. Обе системы открыты TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.
TOI-2141 (TYC 1540-497-1) удалена от нас на 77.7 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 0.94 ± 0.02 солнечных масс, радиус в 0.98 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость немного меньше солнечной. Возраст звезды достигает 6.4 ± 1.8 млрд. лет.
TOI-2141 попала на 24, 25 и 52 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 18.2616 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.05 ± 0.23 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 90 измерений лучевой скорости TOI-2141 с помощью спектрографа SOPHIE. Масса планеты TOI-2141 b оказалась равной 24 ± 4 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.6 ± 1.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.133 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура оценивается в 722 ± 23 К (в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону и альбедо, равного 0.1).
Планеты TOI-1736 b и TOI-2141 b (показана оранжевым кружком) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Для сравнения белыми звездами показаны планеты Солнечной системы. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Средняя плотность TOI-2141 b соответствует модели супер-ганимеда (планеты, состоящей 50/50 из горных пород и воды), окруженного 0.1% водородной атмосферы.На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-2141 b лежит чуть ниже линии воды. Поскольку крайне маловероятно, что эта планета состоит только из воды, авторы предложили для нее модель супер-Ганимеда, состоящего наполовину из горных пород и наполовину из воды, окруженного первичной водородно-гелиевой атмосферой массой 0.1% массы планеты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.07011.pdf
15 ноября 2023
У двух оранжевых субгигантов открыты горячие юпитеры TOI-4377 b и TOI-4551 b
Распространенность планет-гигантов у солнцеподобных звезд и у звезд, уже сошедших с главной последовательности, примерно одинакова – около 10%. При этом распространенность горячих юпитеров (гигантов на тесных орбитах) у проэволюционировавших звезд примерно вдвое меньше, чем у звезд на главной последовательности. Эту недостачу связывают с ростом приливных сил со стороны раздувающейся звезды, под действием которых планета по спирали приближается к своей звезде и в итоге падает на нее.
Из-за больших размеров дисков звезд субгигантов и гигантов поиск у них транзитных планет затруднен, а для наземных обзоров и вовсе почти невозможен – мелкие транзиты легко замываются земной атмосферой. Поэтому подавляющее большинство транзитных планет у проэволюционировавших звезд обнаружено космическими миссиями «Кеплер» и TESS.
14 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух горячих юпитеров у субгигантов TOI-4377 и TOI-4551. Планеты были найдены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрометров CORALIE и CHIRON.
TOI-4377 – оранжевый субгигант, удаленный от нас на 455.8 ± 2.6 пк. Его масса оценивается в 1.36 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 3.52 ± 0.15 солнечных радиусов, светимость в 6.64 ± 0.48 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-4377 составляет 3.9 +0.8/-0.5 млрд. лет.
При массе 0.96 ± 0.09 масс Юпитера радиус газового гиганта TOI-4377 b достигает 1.35 ± 0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.52 ± 0.11 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.058 ± 0.001 а.е. (всего 3.5 звездных радиусов!) и делает один оборот за 4.37808 ± 0.00002 суток.
Звезда TOI-4551 очень похожа на TOI-4377, но расположена примерно вдвое ближе, на расстоянии 216 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 1.31 +0.07/-0.18 солнечных масс, радиус в 3.55 ± 0.18 солнечных радиусов, светимость в 6.35 ± 0.44 раз больше солнечной. Возраст TOI-4551 достигает 4.9 +2.5/-1.3 млрд. лет содержание тяжелых элементов в 1.7 раз превышает солнечное.
В отличие от TOI-4377 b, планета TOI-4551 b почти не раздута – ее радиус составляет 1.06 ± 0.07 радиусов Юпитера, что при массе 1.49 ± 0.13 масс Юпитера приводит к средней плотности 1.74 ± 0.19 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.099 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.101 ± 0.034, и делает один оборот за 9.95581 ± 0.00008 суток.
TOI-4377 b и TOI-4551 b (показаны голубым треугольником и красным квадратом, соответственно) на диаграмме «Освещенность – Радиус планеты» среди других транзитных планет-гигантов. Цвет планет отражает их массу, цветовая шкала расположена справа от графика. Слившимися зелеными квадратом и треугольником показаны планеты K2-97 b и K2-132 b. Вертикальная пунктирная линия обозначает пороговое значение освещенности, начиная с которой на радиус планеты начинает влиять степень ее нагрева.Авторы попытались оценить темпы уменьшения орбитальных периодов обеих планет, вызванного приливными силами, и нашли, что TOI-4377 b упадет на свою звезду через 18 млн. лет, а TOI-4551 b – через 410 млн. лет. Впрочем, темпы потери углового момента сильно зависят от неизвестного значения добротности звезды Q (добротность показывает, какая доля приливной энергии рассеивается за один оборот планеты вокруг звезды). Возможно, обе планеты упадут на свои звезды гораздо раньше – через 360 тысяч и 8.3 млн. лет, соответственно. Измерив темпы уменьшения орбитального периода, можно будет вычислить добротность обеих звезд и более точно оценить время до гибели их планет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.06678.pdf
7 ноября 2023
Измерен наклон орбиты очень теплого гиганта TOI-2202 b
Наблюдение эффекта Росситера-МакЛафлина (характерного N-образного изменения средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты) позволяет измерить наклонение плоскости орбиты планеты к экватору звезды. Эта величина помогает оценить степень возмущенности планетной системы, ее «взболтанность». Так, эклиптика (плоскость орбиты Земли) наклонена к солнечному экватору на 7°, но известны планеты на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах.
7 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения орбиты очень теплого гиганта TOI-2202 b. Планета интересна тем, что она находится в резонансе 2:1 с другой планетой TOI-2202 c, которая не является транзитной. Взаимное гравитационное влияние приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов планеты b, амплитуда которых достигает 1.2 часов.
Авторы измеряли лучевую скорость звезды во время транзита планеты b 4 ноября 2022 года с помощью спектрографа PFS. Всего было получено 25 измерений со средней погрешностью 3.1 м/с. Зарегистрированный эффект соответствовал проекции на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ = 26 +12/-15°.
Изменение средней лучевой скорости звезды TOI-2202 во время транзита планеты b (эффект Росситера-МакЛафлина).Чтобы вычислить истинный (трехмерный) угол, авторы оценили наклон к лучу зрения оси вращения звезды, сравнив наблюдаемую скорость вращения звезды и ожидаемую, если исходить из периода ее вращения. Как оказалось, звезду мы наблюдаем примерно со стороны экватора, наклон ее оси вращения составил 90 ± 17°. С учетом этого, наклонение плоскости орбиты планеты b к звездному экватору оказалось равным 31 +13/-11°.
Также авторы уточнили параметры родительской звезды и транзитной планеты. По новым данным, транзит планеты b не является скользящим – ее прицельный параметр близок к 0.32. Это позволило точно определить радиус TOI-2202 b: 0.977 ± 0.016 радиусов Юпитера (при том, что первооткрыватели оценили радиус планеты в 1.01 +0.52/-0.08 радиусов Юпитера).
В целом, TOI-2202 – одна из немногих планетных систем, в которых орбиты резонансных планет заметно наклонены к экватору звезды. Обычно если планеты находятся в орбитальном резонансе низкого порядка, они вращаются примерно в плоскости звездного экватора. Причину такого наклона еще предстоит найти.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.02478.pdf
6 ноября 2023
Уточнены параметры массивного гиганта MOA-2008-BLG-379L b
Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать холодные планеты за снеговой линией или даже свободно плавающие планеты. Однако из наблюдений кривой блеска звезды-источника, чей свет усиливается гравитационным полем системы-линзы (в обсуждаемом случае – звезды плюс планеты), возможно надежно определить только параметр q, т.е. отношение масс планеты и звезды, но не сами эти массы по отдельности. В отсутствие дополнительных данных эти массы оцениваются статистически на основе модели Галактики. Такой подход приводит к огромным погрешностям, сравнимым с измеряемой величиной.
Во время события микролинзирования звезда-источник и звезда-линза сближаются на очень малое угловое расстояние и в любой, даже самый крупный телескоп выглядят одним объектом. Однако затем они расходятся, и через несколько лет или десятилетий их можно наблюдать по отдельности. Получив спектр звезды-линзы (или, если звезда-линза очень тусклая – ее показатели цвета), можно оценить и другие ее параметры, например, спектральный класс, массу и расстояние до системы. А дальше, уже зная массу звезды, по известному параметру q можно вычислить и массу планеты.
Планета MOA-2008-BLG-379L b была представлена в 2013 году, хотя само событие микролинзирования произошло в 2008 году. Поскольку из наблюдений был измерен только параметр q = 6.9·10-3, массы планеты и звезды оказались определены очень плохо. Массу родительской звезды положили равной 0.66 +0.29/-0.33 солнечных масс, массу планеты – 4.8 +2.1/-2.4 масс Юпитера, в момент наблюдений их разделяло расстояние 4.1 +1.9/-1.5 а.е.
2 ноября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям MOA-2008-BLG-379L b на 10-метровом телескопе Кек II. Наблюдения были проведены в 2018 году – спустя десять лет после события микролинзирования. За это время звезда-источник и звезда-линза разошлись на ~0.06 угловых секунд, и телескоп смог их разрешить. Однако в полосе Ks, в которой велись наблюдения (т.е. в лучах с длиной волны ~2.2 мкм), обе звезды имели примерно одинаковый блеск, и было непонятно, какая из них является источником и какая линзой.
Тогда авторы обратились к данным «Хаббла». Космический телескоп наблюдал MOA-2008-BLG-379L b в 2013 году, когда угловое расстояние между звездами было меньше. Исследователей выручило то, что каждый пиксель матрицы «Хаббла» состоит из 100х100 субпикселей с возможностью измерения интенсивности в каждом из них. «Хаббл» вел наблюдения в фильтре F814W, т.е. в лучах с длиной волны около 0.8 мкм. В этой полосе блеск звезд оказался разным, в результате звезду-линзу и звезду источник удалось идентифицировать.
Наблюдения на «Кеке» (слева) и на «Хаббле» (справа) двух звезд, отвечающих за событие микролинзирования MOA-2008-BLG-379 в 2008 году. Изображение в середине показывает увеличенный фрагмент левого кадра. Спустя 10 лет после события микролинзирования звезда-источник и звезда-линза оказались разрешены.Звезда-линза оказалась не оранжевым, а красным карликом массой 0.434 ± 0.065 солнечных масс, планета – газовым гигантом массой 2.44 ± 0.49 масс Юпитера, в момент события микролинзирования их разделяло проективное расстояние 2.70 ± 0.42 а.е. Система удалена от нас на 3440 ± 530 пк и принадлежит диску Галактики.
Таким образом, наблюдения на крупных телескопах через 5-10 лет после события микролинзирования помогают разрешить звезду-источник и звезду-линзу и существенно уточнить параметры экзопланетной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2311.00627.pdf
2 ноября 2023
Уточнены параметры системы LHS 1140
Планетная система у красного карлика LHS 1140 (GJ 3053) известна с 2017 года, когда была открыта планета b. Сначала массу планеты оценили в 6.65 ± 1.82 масс Земли, что при радиусе 1.43 радиусов Земли приводило к средней плотности ~12.5 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом с большой долей железа. Последнее выглядело странно, поскольку температурный режим LHS 1140 b был близок к температурному режиму Марса, и от нее ожидалась обогащенность летучими элементами – если не водородом и гелием, то хотя бы водой.
В 2019 году в системе обнаружили вторую транзитную планету – LHS 1140 c массой 1.81 ± 0.39 масс Земли, радиусом 1.28 радиусов Земли и температурным режимом Меркурия. Средняя плотность второй планеты (4.7 ± 1.1 г/куб.см) как раз подразумевала примесь летучих элементов (до 20% водяного льда). Одновременно исследователи уточнили параметры родительской звезды с помощью «Гайи» – LHS 1140 оказалась немного дальше, немного больше и немного ярче, чем считалось ранее. Это автоматически привело к пересчету размеров планеты b: при массе 7.0 ± 0.9 масс Земли она стала иметь радиус 1.73 ± 0.03 радиусов Земли, что соответствовало средней плотности 7.5 ± 1.0 г/куб.см, все еще совместимой с железокаменным составом. Одновременно авторы заявили, что видят в данных еще одно колебание с периодом 78.9 суток, возможно, соответствующее третьей планете.
Чтобы получить больше информации об этой интересной планетной системе, к наблюдениям LHS 1140 подключили самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO. В период с октября 2018 года по декабрь 2019 года исследователи получили 117 измерений лучевой скорости со средней погрешностью единичного замера 0.36 м/с. Беспрецедентная точность ESPRESSO позволила существенно уточнить массы обеих планет.
Масса планеты b оказалась равной 5.6 ± 0.2 масс Земли, что при радиусе 1.73 ± 0.025 радиусов Земли приводит к средней плотности 5.9 ± 0.3 г/куб.см. На диаграмме Масса-Радиус LHS 1140 b лежит чуть выше линии силикатов, а значит, она содержит значительное количество летучих – или 0.1% водорода и гелия, или 9-19% воды (возможны и все промежуточные варианты).
Масса планеты c теперь равна 1.91 ± 0.06 масс Земли, радиус – 1.27 ± 0.03 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.1 ± 0.4 г/куб.см. Скорее всего, и она содержит до 10% воды.
Наличие третьей планеты не подтвердилось, колебание с периодом 78.9 суток исследователи связывают со звездной активностью.
Планеты системы LHS 1140 на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Фиолетовым и зеленым овалами показаны планеты LHS 1140 c и LHS 1140 b, соответственно, линии показывают возможные погрешности массы и радиуса с уровнями достоверности 1 и 2 сигма. Кружками и квадратами показаны параметры обеих планет из более ранних публикаций. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Исследователи моделировали климат планеты b для двух вариантов атмосферы: азотной с примесью 400 ppm углекислого газа и давлением у поверхности 1 бар (аналога атмосферы Земли без кислорода) и углекислотной с давлением у поверхности 5 бар. В первом случае положительные температуры наблюдались только в подзвездной точке, во втором на большей части дневного полушария планеты был комфортный теплый климат. Авторы рекомендуют провести наблюдения транзитов LHS 1140 b с помощью JWST, чтобы определить хотя бы среднюю молекулярную массу атмосферного газа и, возможно, зарегистрировать в трансмиссионном спектре полосу углекислоты вблизи 4.3 мкм.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.15490.pdf
31 октября 2023
TOI-5398: самая молодая компактная многопланетная система
В подавляющем большинстве случаев горячие юпитеры одиноки – на близких к ним орбитах нет других планет. Однако известны и системы, в которых помимо горячего гиганта вокруг звезды вращается одна или несколько планет на тесных орбитах. Первая и самая известная система такого рода – WASP-47, где внутри орбиты горячего юпитера WASP-47 b вращается еще более горячая суперземля WASP-47 e массой 12.2 масс Земли и радиусом 1.82 радиусов Земли, делающая один оборот всего за 19 часов. Объектов такого типа известно только пять, что говорит об их большой редкости.
Чтобы понять, как планетные системы с такой необычной архитектурой смогли образоваться, необходимо их изучать в разном (и притом хорошо определенном) возрасте. Особенно интересны молодые системы, потому что динамическая эволюция наиболее бурно протекает в первый миллиард лет.
27 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию компактной двухпланетной системы TOI-5398. Она включает горячий юпитер с горячим нептуном на еще более тесной орбите, причем возраст родительской звезды хорошо определен. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.
TOI-5398 – молодая звезда главной последовательности спектрального класса G0 V, удаленная от нас на ~131 пк. Ее масса оценивается в 1.15 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 1.05 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно на 28% больше солнечной. Быстрое вращение и наличие линий лития в спектре говорят о молодости звезды, возраст которой составляет 650 ± 150 млн. лет.
TOI-5398 попала на 48 сектор TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 4.77 и 10.59 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 3.52 ± 0.19 и 10.3 ± 0.4 радиусов Земли, соответственно. После стандартной процедуры валидации авторы получили 86 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS-N. Массы планет оказались равными 11.8 ± 4.8 масс Земли (внутренняя TOI-5398 c) и 58.7 ± 5.7 масс Земли (внешняя TOI-5398 b), другими словами, перед нами горячий нептун и легкий газовый гигант (средние плотности 1.5 ± 0.7 г/куб.см и 0.29 ± 0.05 г/куб.см). Эффективные температуры планет оцениваются в 1242 ± 37 К и 947 ± 28 К.
Планеты системы TOI-5398 (показаны красным цветом и подписаны) на диаграмме «Масса – Средняя плотность» на фоне других транзитных экзопланет с известной средней плотностью. Подписаны также планеты из компактных многопланетных систем с горячими юпитерами WASP-47, TOI-1130, TOI-2000 и WASP-132.Яркость родительской звезды и ее быстрое вращение благоприятствует измерению наклона орбит обеих планет к экватору звезды с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина, амплитуда которого ожидается равной 58 м/с для планеты b и 7 м/с для планеты c. Активность молодой звезды может затруднить измерение наклона орбиты нептуна TOI-5398 c, но наклон орбиты газового гиганта TOI-5398 b измерить будет легко. Это позволит понять, каким образом эти две планеты оказались на своих текущих орбитах.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.16888.pdf
30 октября 2023
Уточнены параметры планет в системе HD 152843
Планетная система у яркой G0-звезды HD 152843 (TOI-2319) была представлена в июне 2021 года. Ее обнаружили любители астрономии из проекта Planet Hunters (Охотники за планетами), визуально просматривающие кривые блеска, полученные TESS. Дело в том, что автоматические алгоритмы обработки данных, как правило, регистрируют планетный кандидат, только если на кривой блеска оказывается как минимум три транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. TESS наблюдает каждый сектор только 27.4 суток, поэтому сравнительно долгопериодические планеты могут пройти по диску звезды только один раз за этот период и остаются незамеченными. Помощь любителей астрономии позволяет закрыть эту брешь.
Система HD 152843 включала две планеты размерного класса нептунов, причем у внешней планеты наблюдалось только одно транзитное событие, поэтому ее орбитальный период оставался неизвестным. Массу внешней планеты также измерить не удалось, был получен только верхний предел. Требовались дальнейшие наблюдения, и они были проведены.
24 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная уточнению параметров обеих планет. Звезда HD 152843 попала на 52 сектор TESS, кроме того, авторы получили 101 измерение ее лучевой скорости с помощью спектрографа HARPS-N. В итоге на сегодняшний день система выглядит так.
Орбитальный период внутренней планеты составляет 11.6207 ± 0.0001 суток. Планета массой 9.8 ± 1.7 масс Земли и радиусом 3.05 ± 0.11 радиусов Земли вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.105 ± 0.003 а.е. Средняя плотность HD 152843 b оценивается в 1.9 ± 0.4 г/куб.см – перед нами типичный горячий мини-нептун.
Орбитальный период внешней планеты HD 152843 c оказался равен 19.5021 ± 0.0001 суток. У нее почти такая же масса, что и у соседки – 9.7 ± 2.0 масс Земли, но радиус гораздо больше – 5.94 ± 0.18 радиусов Земли, поэтому средняя плотность ниже – около 0.25 г/куб.см. Большая полуось орбиты внешней планеты составляет 0.148 ± 0.004 а.е., эксцентриситет орбиты также невелик и совместим с нулем.
Планеты близки к редкому орбитальному резонансу 5:3. Анализ вариаций времени наступления транзитов показывает, что амплитуда этих вариаций может достигать 15-20 минут.
Планеты системы HD 152843 (показаны звездами и подписаны) на плоскости «Масса-Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также Нептун и Сатурн.Планета HD 152843 c выглядит необычно рыхлой для своей массы. Причина «воздушности» планеты c в сравнении с типичным нептуном HD 152843 b неясна. Возможно, трансмиссионная спектроскопия с помощью JWST поможет решить эту загадку.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.15068.pdf
28 октября 2023
Горячая океанида и теплый нептун у оранжевого карлика HD 290498
Как известно, на распределении экзопланет по радиусам железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и обогащенные летучими элементами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет т.н. «долина радиусов», где планет мало. При этом состав мини-нептунов небольших размеров (с радиусами примерно до 2.5 радиусов Земли) остается неизвестным. Они могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные водородно-гелиевой атмосферой массой примерно 1% полной массы планеты, а могут состоять из сравнимых количеств горных пород и воды без существенной водородной атмосферы. Планеты второго типа называют океанидами или супер-ганимедами (по-английски water world). Хорошими примерами водных планет являются планеты системы Kepler-138, особенно маленькая Kepler-138 b, которая просто не смогла бы удержать водородную атмосферу, а значит, ее низкая средняя плотность может объясняться только обилием воды.
24 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у позднего оранжевого карлика HD 290498 (TOI-544). Внутренняя транзитная планета является горячим мини-нептуном или океанидой, внешняя не транзитная – скорее всего, нептун или легкий газовый гигант. Система была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
HD 290498 (TOI-544) – поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 40.92 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.623 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость примерно в 7.7 раз меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо – в 2-10 млрд. лет.
HD 290498 попала на 6 и 32 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.548 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.02 ± 0.08 радиусов Земли. Чтобы измерить массу транзитной планеты, авторы получили 108 измерений лучевой скорости на HARPS и 14 измерений на HARPS-N со средней погрешностью единичного измерения 1.5-1.6 м/с. Масса оказалась равной 2.9 ± 0.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.93 +0.30/-0.25 г/куб.см, эффективная температура достигает 999 ± 14 К.
На диаграмме Масса-Радиус TOI-544 b лежит между линиями планет из воды и океанид состава 50/50 воды и горных пород. Авторы полагают, что планета может состоять из железосиликатного ядра массой около 70%, водной мантии массой около 30% и водородной атмосферы массой 0.5-1%. Среди планет той же массы (~3 массы Земли) TOI-544 b является одной из самых рыхлых.
Планета TOI-544 b (показана черным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Слева: цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Темно-синяя и светло-синяя сплошные линии соответствуют планетам из воды и океанидам, состоящим наполовину из горных пород и воды, при температуре 1000 К. Справа: то же, но добавлены пунктирные линии железокаменных планет с водородными атмосферами массой 2%, 1%, 05% и 0.2%.Помимо колебаний, соответствующих транзитной планете b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 50.09 ± 0.24 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызывается планетой на эллиптической орбите с минимальной массой 21.5 ± 2.0 масс Земли. Эксцентриситет орбиты внешней планеты достигает 0.32 ± 0.09, величина большой полуоси не приводится, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.228 а.е. Температурный режим TOI-544 c является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.
Благодаря большому значению метрики трансмиссионного спектра, TOI-544 b будет хорошей целью для JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.14908.pdf
26 октября 2023
Определено наклонение орбиты и истинная масса эксцентричного гиганта HD 175167 b
Метод лучевых скоростей не позволяет определить истинную массу планеты, а только произведение m sin i, где m – масса планеты, i – наклонение ее орбиты к лучу зрения. Это произведение обычно называют минимальной или проективной массой. Если планета проходит по диску своей звезды, то наклонение i можно определить из геометрических соображений, поэтому метод лучевых скоростей позволяет измерять истинные массы транзитных экзопланет. Однако в общем случае наклонение остается неизвестным. Это вносит в наши знания об экзопланетах досадную неопределенность, потому что при неудачной ориентации орбиты, когда та расположена к нам плашмя, истинная масса планеты может в несколько раз превышать минимальную.
Однако измерять истинные массы планет возможно и с помощью астрометрии. Поскольку под действием гравитационного притяжения планеты звезда вращается вокруг их общего центра масс, видимый путь звезды по небесной сфере становится не прямым, а волнообразным. В общем случае амплитуда этих волн очень мала и недоступна современным инструментам, но в случае массивных планет и достаточно широких орбит отклонение звезды от прямолинейного движения становится заметным и может быть измерено.
24 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья китайского астронома Тянджун Гана (Tianjun Gan), посвященная измерению наклона орбиты и определению массы газового гиганта HD 175167 b. Планета была открыта методом лучевых скоростей в 2010 году на спектрографе MIKE, установленном на 6.5-метровом телескопе Магеллана. Минимальная масса планеты была определена с огромной погрешностью 7.8 ± 3.5 масс Юпитера, орбитальный период составлял 1290 ± 22 суток.
Ган проанализировал астрометрические измерения HD 175167, полученные «Гайей» и ставшие доступными после 3-го релиза данных 13 июня 2022 года, а также дополнительные 22 измерения лучевой скорости этой звезды, полученные на спектрографе PFS. Он нашел, что наклонение орбиты HD 175167 b составляет 38.6 ± 1.7°, а ее истинная масса – 10.2 ± 0.4 масс Юпитера. Поскольку полное время наблюдений охватывает уже больше 4 витков, орбитальный период планеты также удалось существенно уточнить – он равен 1275.8 ± 0.4 суток. Подтвердился и высокий эксцентриситет орбиты HD 175167 b, который теперь оценивается в 0.529 ± 0.002.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.14568.pdf
25 октября 2023
Очень теплый мини-нептун и эксцентричный субсатурн у оранжевого карлика TOI-2134
Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно растет и количество умеренно нагретых транзитных планет с орбитальными периодами свыше 75 суток. Особенно привлекают внимание долгопериодические транзитные планеты у ярких звезд, для которых возможно изучение свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
23 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у яркого оранжевого карлика TOI-2134. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.
TOI-2134 (G 204-45) – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 22.655 ± 0.007 пк. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.709 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость в 5.2 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо, в 3.8 +5.5/-2.7 млрд. лет.
TOI-2134 попала на 26, 40, 52, 53 и 54 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 9.2292 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.69 ± 0.16 радиусов Земли. Кроме того, на 52 секторе было зарегистрировано единственное транзитное событие гораздо большей глубины, соответствующее планете радиусом 7.27 ± 0.42 радиуса Земли. После проведения стандартной процедуры валидации авторы получили 111 измерений лучевой скорости TOI-2134 на спектрографе HARPS-N и 108 измерений на спектрографе SOPHIE. Это позволило измерить массы обеих планет.
Масса планеты b оказалась равной 9.1 ± 0.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.61 ± 0.52 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.078 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура составляет 666 ± 8 К. На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-2134 b лежит чуть выше линии воды, а значит, она должна быть окружена водородной атмосферой. Однако точный состав этой планеты остается неизвестным.
Масса планеты c составила 41.9 ± 7.8 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.60 ± 0.15 г/куб.см – перед нами планета промежуточного размера между ледяными и газовыми гигантами, по факту представляющая собой небольшой газовый гигант. TOI-2134 c вращается по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 0.371 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.67 ± 0.06, и делает один оборот за 95.5 ± 0.36 суток. Усредненная эффективная температура этого субсатурна оценивается в 306 ± 4 К.
Планеты системы TOI-2134 (показаны звездами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Нептун, сатурн и Юпитер (показаны синими звездами и подписаны). Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Наблюдения системы TOI-2134 будут продолжены, в частности, звезда попадает на 74, 79 и 80 сектора TESS, мониторинг которых пройдет в 2024 году. На 80 секторе ожидается новый транзит планеты c. Во время этого транзита желательно провести наблюдения эффекта Мак-Лафлина и измерить наклонение орбиты планеты c к экватору звезды (если планета находится в процессе высокоэксцентричной миграции, ее орбита может быть резко наклонена).
Хотелось бы написать, что планеты системы TOI-2134 будут прекрасной целью для JWST, но, к сожалению, для инфракрасного космического телескопа эта звезда слишком яркая. Не опасаясь засветки сенсоров, ее можно наблюдать только в «яркой» моде инструмента NIRCam. Но в будущем TOI-2134 может отличной стать целью как космического телескопа «Ариэль», так и крупных наземных телескопов.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.13623.pdf
24 октября 2023
Измерены массы планет в системе TOI-1266
Распределение планет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.6-1.9 радиусов Земли, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Происхождение зазора Фултона – предмет оживленной дискуссии, для его объяснения предложено несколько гипотез. Согласно одной из них, минимум появляется в результате потери планетами первичных водородно-гелиевых атмосфер, которые, в свою очередь, могут исчезнуть как в результате фотоиспарения (от жесткого излучения близкой звезды), так и от сильного нагрева со стороны ядра новорожденной планеты. Другая группа гипотез рассматривает формирование суперземель на поздней стадии эволюции протопланетного диска, когда тот уже лишен газа. Чтобы как следует разобраться в этом вопросе, следует изучать планеты с радиусами вблизи зазора Фултона или внутри него, в частности – измерять массы транзитных планет для определения их средней плотности.
23 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе TOI-1266. Система была представлена в июне 2020 года. У красного карлика спектрального класса M3 V TESS обнаружила две транзитные планеты с орбитальными периодами 10.9 и 18.8 суток и радиусами 2.46 и 1.67 радиусов Земли. Первооткрыватели попытались измерить массы обеих планет, но потерпели неудачу, были получены только верхние пределы в 15.9 и 6.4 масс Земли.
Чтобы измерить массы планет, авторы исследования получили 145 измерений лучевой скорости TOI-1266 на спектрографе HARPS-N. Также авторы пронаблюдали несколько транзитов на наземных инструментах метрового класса, что позволило существенно уточнить параметры родительской звезды и транзитных планет. Кроме того, TOI-1266 попала на 41, 48 и 49 сектора TESS.
Масса планеты b оказалась равной 4.23 ± 0.7 масс Земли, радиус – 2.62 ± 0.11 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 1.3 ± 0.3 г/куб.см – перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.22) на среднем расстоянии 0.0728 ± 0.0011 а.е., ее эффективная температура составляет 425 ± 20 К.
Масса планеты c оценивается в 2.9 ± 0.8 масс Земли, радиус – 2.13 ± 0.12 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 1.6 +0.6/-0.5 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.1047 ± 0.0016 а.е., ее эффективная температура равна 354 ± 16 К. Размеры обеих планет оказались больше, чем у первооткрывателей, и авторы объясняют это различие вариациями активности родительской звезды.
Планеты TOI-1266 b и TOI-1266 c (показаны треугольником и квадратом с толстой черной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветные пунктирные линии связывают планеты, вращающиеся вокруг одной и той же родительской звезды. Сплошные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. CMF – доля железа в составе железокаменных планет, WMF – доля воды в составе супер-ганимедов.
Если представлять обе планеты в виде железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой, то масса атмосфер планет b и c составит 5.5 ± 0.7% и 3.5 ± 0.8%, соответственно. Однако планета c может быть и супер-ганимедом (океанидой), состоящим из силикатного ядра и 57 ± 14% воды. Определить, какая из гипотез ближе к истине, только по значению средней плотности невозможно, необходимо изучать состав атмосферы, которая может быть как преимущественно водородной, так и водно-паровой.
Кроме колебаний, соответствующих транзитным планетам, лучевая скорость TOI-1266 демонстрирует еще одно колебание с периодом 32.34 ± 0.1 суток, чья амплитуда соответствует планете с минимальной массой 4.6 ± 1 масс Земли. Если эта планета реальна, она вращается вокруг TOI-1266 на расстоянии 0.15 а.е. и получает в 1.3 +0.3/-0.2 раза больше энергии, чем Земля от Солнца, ее эффективная температура оценивается в 297 ± 14 К. Однако чтобы убедиться в достоверности существования третьей планеты, нобходимы дальнейшие наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.13496.pdf
20 октября 2023
Очень теплый нептун TOI-2015 b и еще одна планета в резонансе
Гравитационное взаимодействие планет друг с другом приводит к возмущению орбит и к отклонению моментов транзитов от строгой периодичности. Особенно заметными эти отклонения становятся, если планеты близки к орбитальному резонансу низкого порядка, т.е. их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа. Анализ вариаций времени наступления транзитов (TTV) является одним из действенных непрямых методов поиска экзопланет и способом измерения их массы.
19 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты TOI-2015 b, демонстрирующей хорошо заметные вариации времени наступления транзитов, амплитуда которых достигает 100 минут. Эти вариации говорят о наличии в этой системе еще одной (не транзитной) планеты на более широкой орбите. Однако параметры внешней планеты остаются неопределенными, поскольку до сих пор точно неизвестно, в каком именно резонансе находятся эти два тела.
TOI-2015 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 47.32 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.34 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.33 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~95 раз меньше солнечной. Судя по относительно высокой скорости вращения, звезда довольно молода – ее возраст составляет 1.1 ± 0.1 млрд. лет. TOI-2015 полностью конвективна – в ее недрах нет зоны лучистого переноса.
TOI-2015 попала на 24 и 51 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.349 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 3.37 ± 0.20 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (в частности, было учтено световое загрязнение от ближайших звезд фона, которое могло привести к недооценке глубины транзитов и занижению размеров планеты). Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 37 измерений ее лучевой скорости на инфракрасном спектрографе HPF, установленном на 10-метром телескопе им. Хобби-Эберли. Из-за тусклости родительской звезды (+16.11 в видимых лучах) точность измерений оказалась невелика, ~15 м/с. Тем не менее, массу планеты удалось оценить – она составила 16.4 ± 4.1 масс Земли, что соответствует средней плотности 2.3 ± 0.4 г/куб.см. Таким образом, TOI-2015 b представляет собой типичный нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0301 ± 0.0013 а.е. (19.5 звездных радиусов), ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 512 ± 11 К.
Планета TOI-2015 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Черными точками показаны планеты, чьи массы измерены TTV-методом, серыми точками – планеты, чьи массы измерены методом лучевых скоростей. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (в частности, красным цветом показана модель железокаменного ядра, окруженного водородной атмосферой массой 6% полной массы планеты). Синими квадратами для сравнения показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.Явные вариации времени наступления транзитов с суперпериодом 430 суток говорят о наличии в системе еще одной планеты, находящейся в резонансе первого порядка с TOI-2015 b. Если это резонанс 2:1, то орбитальный период второй планеты равен 6.718 суток, а ее масса – 6.8 +3.5/-2.3 масс Земли. Если же это резонанс 3:2, то период второй планеты равен 5.0524 суток, а ее масса – ~2.4 масс Земли. Маловероятен, но возможен и резонанс 4:3, тогда масса второй планеты должна быть еще меньше. Чтобы выяснить, какая из гипотез ближе к истине, необходимы дополнительные наблюдения. TESS будет наблюдать звезду TOI-2015 на 78 секторе с 23 апреля по 21 мая 2024 года, также возможно привлечь спутник ChEOPS.
Любопытно, что масса транзитной планеты также зависит от принятого порядка орбитального резонанса. Так, если в системе реализуется резонанс 2:1, то масса планеты b окажется равной 13.3 ± 4.7 масс Земли. Нужны дополнительные наблюдения, чтобы уточнить параметры этой интересной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.11775.pdf
19 октября 2023
Очень теплая океанида TOI-1801 b
Как известно, распределение по радиусам небольших планет имеет двугорбый вид: суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Происхождение «долины» пока не ясно, для ее объяснения предложено несколько гипотез. Одна из них – фотоиспарение первичных атмосфер небольших планет мощным УФ излучением молодых звезд. Чтобы проверить эту гипотезу, необходимо изучать планеты с радиусами вблизи зазора Фултона или внутри него, имеющие разный (желательно хорошо определенный) возраст. Возраст звезд поля определяется не слишком надежно, однако для звезд членов рассеянных скоплений и ассоциаций ситуация другая – их возраст известен с высокой точностью.
17 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у молодого красного карлика TOI-1801. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
TOI-1801 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 30.89 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.55 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 17 раз меньше солнечной. Сравнительно быстрое вращение и умеренная хромосферная активность говорят о молодом возрасте 0.6-0.8 млрд. лет.
На расстоянии 101.14 угловых секунд от TOI-1801 (около 3000 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон LP 375-24 спектрального класса M4 V. Близкие значения параллакса и собственного движения говорят о том, что звезды физически связаны и образуют широкую пару.
TOI-1801 попала на 22 и 49 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 10.644 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.08 ± 0.12 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массу кандидата, авторы получили 80 измерений лучевой скорости TOI-1801 на спектрографе CARMENES, 29 измерений на HIRES и 23 измерения на инфракрасном спектрографе iSHELL. Масса планеты оказалась равной 5.7 ± 1.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.7 ± 1.2 г/куб.см. Эффективная температура планеты в предположении нулевого альбедо оценивается в 494 ± 15 К, орбита близка к круговой.
Планета TOI-1801 b (показана зеленым кружком с черной обводкой и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» на фоне других транзитных экзопланет с измеренной массой. Овалами различных оттенков зеленого цвета вокруг TOI-1801 b показаны границы достоверности в 1, 2 и 3 стандартных отклонения. Цветными точками показаны молодые экзопланеты возрастом меньше 0.9 млрд. лет, цветовая шкала расположена сверху графиков. На левом графике представлены линии равной плотности 1, 3 и 10 г/куб.см, на среднем графике – модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, 50/50 из силикатов и воды, чисто каменных и планет земного состава без существенной атмосферы. На правом графике показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, окруженных водородными атмосферами массой 0.3%, 1% и 2% при температуре 300 К и 500 К.Средняя плотность TOI-1801 b соответствует составу, в котором примерно половина массы приходится на железокаменное ядро и половина на воду (планеты такого состава называют океанидами или супер-Ганимедами). Однако возможна и другая модель – железокаменное ядро, окруженное первичной водородно-гелиевой атмосферой массой 0.3-2% от полной массы планеты. По расчетам исследователей, TOI-1801 b должна терять водород с темпом ~0.08 масс Земли в миллиард лет. Поскольку возраст системы заведомо меньше миллиарда лет, заранее о составе атмосферы планеты ничего сказать нельзя – она может быть как водородной, так и состоящей преимущественно из водяного пара. Определить, какая из гипотез ближе к истине, можно, лишь получив трансмиссионные спектры TOI-1801 b.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.10244.pdf
18 октября 2023
Два нептуна у F-звезды TOI-5126
Планетами промежуточного размера называют планеты с радиусами, средними между радиусами Урана и Сатурна, т.е. попадающими в диапазон 4-8 радиусов Земли. Свойства таких планет исключительно разнообразны, их массы попадают в диапазон от 6 до 135 масс Земли. Большинство планет промежуточного размера открыто «Кеплером» у тусклых звезд, что затрудняет их последующее изучение. Однако постепенно растет и количество планет, открытых TESS у ярких звезд, допускающих исследование свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии.
16 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у яркой звезды TOI-5126. Одна из планет формально относится к планетам промежуточного размера, вторая – типичный нептун. Обе планеты были открыты TESS и дополнительно наблюдались спутником ChEOPS, а также наземными инструментами. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, но массы планет толком не измерялись, это дело ближайшего будущего.
TOI-5126 – звезда главной последовательности позднего F-класса, удаленная от нас на 161.1 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 1.24 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.24 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое больше солнечной. Звезда сравнительно молода – ее возраст составляет 0.8 +2.8/-0.7 млрд. лет.
TOI-5126 попала на 45, 46 и 48 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.46 и 17.90 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 4.74 ± 0.16 и 3.86 ± 0.17 радиусов Земли, соответственно. Из-за яркости родительской звезды обе планеты весьма горячи, их эффективные температуры оцениваются в 1442 ± 46 К и 971 ± 31 К.
Авторы получили 3 измерения лучевой скорости TOI-5126 на спектрографе TRES и 5 измерений на CHIRON. Поскольку погрешность единичного измерения составила 40-60 м/с, массы планет измерить не удалось, авторы только подтвердили планетную природу обоих кандидатов (если бы их массы превышали 13 масс Юпитера, колебания лучевой скорости звезды имели бы амплитуду свыше 1326 и 892 м/с, соответственно, чего явно не наблюдается). Исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, авторы оценили массы планет b и c в 21 +9/-7 и 18 +8/-6 масс Земли, соответственно. Этим массам соответствуют колебания лучевой скорости с полуамплитудами 6.6 ± 2.5 и 3.8 ± 1.5 м/с, вполне доступными хорошим современным спектрографам.
Система TOI-5126 удобна для измерения наклона орбит планет к экватору звезды с помощью измерения эффекта Мак-Лафлина, а также для изучения атмосфер планет (особенно внутренней b) методами трансмиссионной спектроскопии на JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.08890.pdf
17 октября 2023
В атмосфере горячего юпитера WASP-17 b обнаружена кварцевая дымка
Аэрозоли (облака и дымка) – одна из фундаментальных составляющих планетных атмосфер. Облака присутствуют в атмосферах планет и некоторых спутников Солнечной системы, облака ожидаются и у внесолнечных планет. Наличие высотного непрозрачного слоя в атмосферах экзопланет делает их трансмиссионные спектры менее выразительными, а иногда и совершенно плоскими, затрудняя исследования.
Спектральные свойства частиц дымки зависят от их размеров. Крупные частицы (размерами больше 1 мкм) делают дымку серой в видимых лучах, мелкие частицы (меньше 1 мкм) участвуют в рэлеевском рассеянии и придают дымке голубоватый оттенок. Мелкие частицы дымки селективно поглощают свет с различной длиной волны, что позволяет определять состав аэрозолей по трансмиссионным спектрам планет в среднем ИК диапазоне.
16 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям на инструменте MIRI на борту JWST горячего юпитера WASP-17 b. Планета была представлена в 2009 году. Это очень рыхлый (радиус ~1.99 радиусов Юпитера) горячий гигант, вращающийся по ретроградной орбите вокруг яркой звезды спектрального класса F6 V, его эффективная температура достигает 1771 К. Огромная шкала высот (около 2 тыс. км) делает эту планету идеальной целью для трансмиссионной спектроскопии. Планета неоднократно изучалась «Хабблом», «Спитцером» и наземными инструментами, в ее атмосфере был достоверно обнаружен водяной пар.
12-13 марта 2023 года звезду WASP-17 наблюдали на инструменте MIRI в режиме спектроскопии низкого разрешения. Полное время наблюдений составило 9.92 часа, что вдвое превышает продолжительность транзита WASP-17 b, был охвачен спектральный диапазон от 5 до 12 мкм. Авторы обработали полученные данные двумя независимыми программами Eureka! и ExoTiC-MIRI и обнаружили помимо водяного пара спектральную особенность вблизи 8.6 мкм, которую связали с наличием кварцевой дымки. Кварц (оксид кремния SiO2) образуется в атмосфере планеты в результате химической реакции между газообразным SiO и водяным паром. Размер частиц оценивается всего в 0.01 мкм, т.е. частицы очень мелкие, дымка находится на уровне давления 1-10 мбар. Достоверность обнаружения дымки составила 3.5 и 4.2 сигма для Eureka! и ExoTiC-MIRI.
Вверху: трансмиссионный спектр планеты WASP-17 b. Черными крестами показаны наблюдательные данные (два крайних левых креста – данные «Спитцера», остальные MIRI). Серой линией показана наилучшая модель, линиями разных цветов – модели, не включающие те или иные атмосферные примеси. Внизу: показан индивидуальный вклад в трансмиссионный спектр водяного пара и кварцевой дымки.Металличность атмосферы WASP-17 b оценивается в 30-100, отношение C/O = 0.4-0.7. Также авторы отмечают невысокое содержание водяного пара и объясняют его тем, что до 30% кислорода вошло в состав кварцевой пыли. Температура на терминаторе составила 1250 ± 143 К. Как пишут авторы, это говорит о достаточно эффективном теплопереносе на ночную сторону планеты (эффективность 0.6-0.7).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.08637.pdf
12 октября 2023
Открыты планеты у красных карликов GJ 724 и GJ 3988
Близкие и относительно яркие красные карлики являются наиболее удобными целями для поисков небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей. Одной из наблюдательных программ, прицельно ведущих поиск планет у красных карликов, является CARMENES. Программа основана на измерениях лучевых скоростей родительских звезд одноименным спектрографом, установленном на 3.5-метровом телескопе в Калар Альто (Испания).
10 октября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух небольших планет у красных карликов GJ 724 и GJ 3988. Кроме измерений, полученных на CARMENES, авторы измеряли лучевую скорость GJ 3988 с помощью спектрографа IRD на Субару, а также воспользовались архивными измерениями на HARPS. В результате были обнаружены две не транзитные планеты GJ 724 b и GJ 3988 b.
GJ 724 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 16.995 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.53 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.52 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 19.5 раз меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо, авторы оценивают его приблизительно в 4 млрд. лет.
Минимальная (проективная, m sin i) масса планеты GJ 724 b составляет 10.8 ± 1 масс Земли, скорее всего, перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0469 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.58 ± 0.06, и делает один оборот за 5.101 суток. Усредненная эффективная температура GJ 724 b оценивается в 643 ± 30 К.
Высокий эксцентриситет орбиты GJ 724 b могла бы вызывать другая планета, но исследователи не нашли в данных никаких следов ее наличия. Проведя численное моделирование системы с двумя планетами, они нашли, что внутренняя планета пары могла под действием приливных сил по спирали приблизиться к своей звезде и упасть на нее, в этом случае внешняя планета остается в одиночестве на высокоэксцентричной орбите. Впрочем, этот сценарий пока остается гипотетическим.
GJ 3988 гораздо меньше и легче GJ 724 – ее масса оценивается в 0.184 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.197 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость меньше солнечной в 248 раз. Спектральный класс этого карлика – M4.5 V (по другим данным M5 V), он удален от нас всего на 9.908 ± 0.002 пк. Медленное вращение говорит о зрелом возрасте, который, впрочем, плохо определен.
В отличие от GJ 724 b, орбита планеты GJ 3988 b почти круговая. Минимальная масса оценивается в 3.7 ± 0.4 масс Земли, расстояние между планетой и звездой 0.0405 ± 0.0012 а.е., орбитальный период 6.944 суток. Температурный режим этой планеты близок к температурному режиму Венеры, эффективная температура оценивается в 349 ± 19 К. Поскольку планета не транзитная, ее радиус и физическая природа остаются неизвестными: она может быть как суперземлей, так и мини-нептуном.
Планеты GJ 724 b и GJ 3988 b (показаны синей и зеленой звездочками, соответственно) на плоскости «Орбитальный период – Минимальная масса» на фоне других экзопланет массой меньше 15 масс Земли и периодом короче ста суток. Красным цветом показаны планеты у красных карликов, серым – планеты у более горячих звезд.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.05599.pdf
5 октября 2023
Суперземля LHS 3844 b приливно захвачена
Считается, что экзопланеты на тесных орбитах приливно захвачены в орбитально-вращательный резонанс 1:1, т.е. будут повернуты к своей звезде только одной стороной, как Луна к Земле. В отсутствие эффективного теплопереноса на ночную сторону это должно приводить к сильным температурным контрастам между дневным и ночным полушариями. Однако эмпирических доказательств синхронного вращения до недавнего времени не было.
Идеальным кандидатом для проверки наличия приливного захвата является суперземля LHS 3844 b. Планета была открыта TESS в 2018 году, ее орбитальный период составляет всего 11.1 часов, радиус оценивается в 1.32 ± 0.02 радиусов Земли, масса до сих пор неизвестна. LHS 3844 b вращается вокруг тусклого красного карлика, поэтому эффективная температура планеты довольно умеренная – 805 ± 20 К. В 2019 году «Спитцер» зарегистрировал в этой системе вторичный минимум (небольшое ослабление полного блеска системы при заходе планеты за звезду) и построил фазовую кривую. Измеренная температура дневного полушария LHS 3844 b оказалась равной 1040 ± 40 К, что говорит о низком альбедо и крайне неэффективном теплопереносе на ночную сторону. По совокупности признаков исследователи пришли к выводу, что эта суперземля лишена плотной атмосферы (а возможно, лишена атмосферы вообще).
4 октября 2023 года в архиве электронных препринтов появилась статья, авторы которой сравнили фазовую кривую, полученную «Спитцером», с предсказаниями различных моделей планет, вращающихся с разной скоростью и захваченных в резонансы разных видов (например, 3:2, как Меркурий), а также вращающихся хаотически. Они нашли, что имеющаяся фазовая кривая исключает любые варианты осевого вращения планеты, кроме синхронного с орбитальным движением, т.е. резонанса 1:1. Модель планеты, лишенной атмосферы и покрытой базальтами, допустима с натяжками, но еще лучше данные описывает модель черного тела с небольшим приливным разогревом, который могла бы обеспечить орбита с эксцентриситетом 0.0008. Поскольку характерное время приливного скругления орбиты для LHS 3844 b составляет всего 530 лет, наличие даже такого маленького эксцентриситета требует наличия дополнительных планет, гравитационное влияние которых возмущало бы круговую орбиту этой суперземли.
Фазовая кривая LHS 3844 b при разных предположениях об угловой скорости вращения планеты. Черными точками с барами ошибок показаны данные «Спитцера». Вверху: фазовые кривые рассчитаны в предположении, что поверхность планеты сложена монолитными горными породами. Внизу: то же самое, но поверхность покрыта реголитом, аналогичным лунному. Как можно видеть, измеренная фазовая кривая согласуется только с моделью синхронного вращения, показанной синей линией.Итак, поверхность LHS 3844 b почти черная – даже темнее, чем темно-серый базальт. Авторы обсуждают причины такого низкого альбедо и находят, что его может обеспечить космическое выветривание и/или 5% примесь графита. Космическим выветриванием называется постепенное изменение поверхностного слоя безатмосферного небесного тела под действием высокоэнергичных заряженных частиц (космических лучей), приводящих к восстановлению ионов двух- и трехвалентного железа до металла и образованию железных нанокомплексов. В Солнечной системе этот процесс приводит к постепенному потемнению пород Луны и Меркурия.
Как заключают авторы исследования, синхронное 1:1 вращение экзопланеты впервые доказано эмпирически.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.01725.pdf
29 сентября 2023
TOI-858 B b: горячий юпитер на полярной орбите
Горячие юпитеры могут попадать на свои тесные орбиты разными путями, и один из них – высокоэксцентричная миграция. Сформировавшись за снеговой линией, новорожденный газовый гигант может перейти на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. Причины для такого перехода могут быть разными, например, планет-планетное рассеяние или взаимодействие с массивным компаньоном на широкой орбите по механизму Козаи-Лидова. Высокоэксцентричная миграция часто приводит горячие юпитеры на орбиты, резко наклоненные к экватору звезды (например, полярные и даже ретроградные). Именно по резкому наклону орбиты можно выделить планеты, ставшие горячими юпитерами в результате высокоэксцентричной миграции.
Итак, наличие звездного компаньона на широкой орбите способствует образованию горячих юпитеров, поскольку стимулирует высокоэксцентричную миграцию. Однако насколько далек может быть такой компаньон?
21 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего юпитера в широкой двойной системе TOI-858. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Наблюдение эффекта Мак-Лафлина позволило измерить наклонение ее орбиты к оси вращения звезды. Как оказалось, TOI-858 B b находится на полярной орбите, однако звездный компаньон удален настолько, что неясно, как смогла произойти высокоэксцентричная миграция. Возможно, в этой системе есть дополнительные тела (еще не открытые массивные планеты или коричневые карлики).
TOI-858 – система, состоящая из двух солнцеподобных звезд спектральных классов F9 V и G0 V, планета вращается вокруг второго компонента. Масса звезды TOI-858 B оценивается в 1.08 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.31 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость на 79 ± 9% превышает светимость Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом 6.8 ± 2.9 млрд. лет.
На расстоянии 11 угловых секунд (~3000 а.е. в проекции на небесную сферу) располагается компаньон TOI-858 A массой 1.15 ± 0.08 солнечных масс, радиусом 1.37 ± 0.04 солнечных радиусов и светимостью 2.07 ± 0.06 солнечных. Система удалена от нас на 251.8 ± 0.9 пк.
TOI-858 попала на 3, 4, 29, 30 и 31 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.27971 суток. Поскольку обе звезды попадают на один пиксель CCD-матрицы, потребовалось учесть световое загрязнение со стороны компаньона A. С учетом этого радиус планеты составил 1.255 ± 0.04 радиусов Юпитера. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей, она оказалась равной 1.10 ± 0.08 масс Юпитера. TOI-858 B b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.15) на среднем расстоянии 0.0444 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура достигает 1529 ± 23 К.
Измерения на спектрографе HARPS лучевой скорости во время транзита позволили измерить эффект Мак-Лафлина и оценить наклон орбиты. Угол между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты (точнее, его проекция на небесную сферу) оказался равным 99.3 ± 3.8°. Это означает, что планета находится на полярной орбите. Истинный угол может принимать значения 92.7 ± 2.5° или 98.0 ± 2.5° в зависимости от направления обращения планеты.
Орбитальная архитектура системы TOI-858 B в проекции на небесную сферу. Диск звезды окрашен в соответствии с усредненным полем лучевых скоростей: синие участки приближаются к нам в осевом вращении, красные удаляются. Черной стрелкой показана ось вращения звезды, зеленой стрелкой – нормаль к плоскости орбиты планеты TOI-858 B b. Зеленым цветом показаны возможные траектории планеты.
Интересно, что взаимная скорость компонентов A и B достоверно превышает параболическую. Это означает, что или компоненты на самом деле физически не связаны и, случайно сблизившись, движутся друг мимо друга по гиперболическим орбитам (однако вероятность такого сближения составляет всего 10-6), или какие-либо их параметры определены неправильно. В любом случае звезда TOI-858 A слишком далека, чтобы возмутить орбиту TOI-858 B b и толкнуть ее в сторону родительской звезды. Нужны новые наблюдения этой системы, чтобы уточнить ее статус.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.11390.pdf
27 сентября 2023
У звезды TOI-199 открыты две легких планеты-гиганта, одна в обитаемой зоне
Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет расположено на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно растет и количество относительно прохладных транзитных планет с орбитальными периодами свыше ста суток. Большую часть таких планет обнаружил «Кеплер», который в течение 3 лет наблюдал одну и ту же область неба и мог фиксировать редкие транзиты долгопериодических планет. TESS наблюдает каждый сектор неба только 27.4 суток, однако в областях вблизи полюсов эклиптики сектора перекрываются, и одна и та же звезда может быть под наблюдением почти год.
27 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению двух планет-гигантов у солнцеподобной звезды TOI-199. Внутренняя планета является транзитной, внешнюю обнаружили при попытках измерить массу внутренней методом лучевых скоростей. Температурный режим внутренней планеты близок к температурному режиму Венеры, что делает ее очень интересной целью для изучения свойств атмосферы, внешняя попадает в консервативную обитаемую зону.
TOI-199 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 101.73 ± 0.14 пк. Ее масса оценивается в 0.936 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.82 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 2.2 раза меньше солнечной. Звезда довольно молода – ее возраст составляет 0.8 +1.2/-0.6 млрд. лет, и отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раз больше, чем в составе Солнца.
TOI-199 попала на 1-13, 27, 29-37, 39 и 61-63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 104.854 ± 0.002 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.810 ± 0.005 радиусов Юпитера. Транзиты наблюдались и рядом наземных инструментов, включая автоматический 0.4-метровый телескоп ASTEP, расположенный в восточной Антарктиде и способный вести наблюдения в течение долгой полярной ночи.
Чтобы определить массу планеты, авторы измеряли лучевую скорость звезды с помощью спектрографов HARPS, FEROS, CORALIE и CHIRON. Кроме того, они проанализировали вариации моментов наступления транзитов планеты (TTV), иногда достигавших сорока минут. В итоге они пришли к выводу, что вокруг TOI-199 вращается как минимум две планеты – одна транзитная, другая не транзитная. Масса транзитной планеты TOI-199 b оказалась равной 0.17 ± 0.02 масс Юпитера, т.е. это легкий газовый гигант. Минимальная масса (m sin i) не транзитной планеты TOI-199 c составила 0.28 ± 0.02 масс Юпитера, ее орбитальный период – 273.7 ± 0.3 суток, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса. Эксцентриситеты орбит обеих планет умеренные – 0.09 ± 0.02 для планеты b и 0.096 ± 0.009 для планеты c. Система не выглядит возмущенной, скорее всего, взаимное наклонение орбит невелико, планета c является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от измеренной минимальной массы.
Поскольку обе планеты находятся на достаточно широких орбитах, авторы рассмотрели динамическую устойчивость их возможных спутниковых систем. Как оказалось, гравитационное влияние планеты c будет заметно возмущать орбиты спутников планеты b даже глубоко внутри ее сферы Хилла, так что мало-мальски устойчивыми оказываются только орбиты, пролегающие не далее 11.5 радиусов Юпитера от планеты. Спутниковая система планеты c может быть обширнее – устойчивы орбиты на расстоянии 0.67–1.87 млн км. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.14915.pdf
25 сентября 2023
В атмосфере мини-нептуна GJ 9827 d обнаружен водяной пар
Мини-нептунами называют планеты с радиусами от ~2 до ~3.5 радиусов Земли. Скорее всего, эта группа не является однородной: если планеты с радиусами 2.5-3.5 радиусов Земли действительно являются небольшими аналогами Урана и Нептуна и окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, планеты меньшего размера могут не содержать значительного количества водорода и состоять в основном из железа, силикатов и воды. Такие планеты неофициально называют океанидами или супер-ганимедами (а по-английски – водными мирами, water worlds). По одному только значению средней плотности разделить плотные мини-нептуны и океаниды невозможно, необходимо определять состав их атмосфер.
Выяснить, окружена ли планета водородно-гелиевой атмосферой или атмосферой, состоящей из водяного пара, возможно с помощью трансмиссионной спектроскопии. Изучая зависимость глубины транзита от длины волны проходящего излучения, можно определить среднюю молекулярную массу атмосферных газов и наличие или отсутствие воды. Удобнее всего это делать для транзитных мини-нептунов, вращающихся вокруг красных и поздних оранжевых карликов.
21 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии планеты GJ 9827 d. Планетная система у оранжевого карлика GJ 9827 (K2-135) была открыта «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 в 2017 году. Она включала три транзитные планеты с орбитальными периодами 1.209, 3.648 и 6.202 суток и радиусами 1.58, 1.24 и 2.02 радиусов Земли, соответственно. Масса третьей планеты GJ 9827 d, измеренная методом лучевых скоростей, несколько раз уточнялась, и в настоящее время считается равной 3.4 ± 0.6 масс Земли.
С декабря 2017 года по декабрь 2020 года удалось пронаблюдать 11 транзитов GJ 9827 d с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» (WFC3). Наблюдения велись в диапазоне 1.1-1.7 мкм, где располагается полоса водяного пара. В результате водяной пар был обнаружен с достоверностью 3.4 сигма.
Зависимость глубины транзитов GJ 9827 d от длины волны. Белыми точками с черными барами ошибок показаны данные «Хаббла», красной линией показана модель, наилучшим образом описывающая наблюдательные данные, синей линией – средняя модель трансмиссионного спектра, оранжевой линией – модель, описывающая плоский трансмиссионный спектр (лишенный деталей). Заметна полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм.К сожалению, качество трансмиссионного спектра не позволяет сделать выбор между моделью водородной атмосферы с примесью 0.02% водяного пара и моделью, где водяной пар является основным компонентом (80%). В первом случае атмосфера должна быть затянута высотными облаками на уровне давления ~1 миллибар, во втором – лишена облаков (или облака располагаются глубоко, на уровне нескольких бар). Возможны и все промежуточные варианты (например, водяного пара около 10%, облака на уровне 10 миллибар).
Также авторы наложили верхние пределы (с достоверностью 3 сигма, т.е. 99.7%) на наличие в атмосфере GJ 9827 d метана, углекислоты, угарного газа и азота в 3.04, 19.4, 52.5 и 60.4%. Как можно видеть, верхние пределы на содержание угарного газа и азота совсем мягкие, так что пока не ясно, состоит ли атмосфера GJ 9827 d в основном из водорода и гелия или же из тяжелых газов.
Из-за близости к родительской звезде и сравнительно малой массе GJ 9827 d должна быстро терять водород. Исследователи оценили темпы потери водорода планетой в 0.5 масс Земли в миллиард лет. С учетом возраста системы (~6 млрд. лет) маловероятно, что GJ 9827 d сохранила свою первичную атмосферу.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.10845.pdf
19 сентября 2023
Экстремально легкий газовый гигант TOI-1420 b
В Солнечной системе планеты-гиганты четко делятся на две группы: в одной газовые гиганты Юпитер и Сатурн, а в другой – ледяные гиганты Уран и Нептун. Планеты с массами от 18 до 95 масс Земли и радиусами от 4 до 9 радиусов Земли в нашей системе отсутствуют, но они встречаются у других звезд. Свойства планет промежуточного типа очень разнообразны – среди них попадаются тяжелые нептуны (например, TOI-2498 b), легкие газовые гиганты (например, WASP-107 b), а бывает и нечто среднее.
19 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты промежуточного типа TOI-1420 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и NEID.
TOI-1420 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 202 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.923 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость составляет 70 ± 6% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца, возраст остается неопределенным.
При радиусе 1.06 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-1420 b составляет всего 25.1 ± 3.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.082 ± 0.015 г/куб.см (в 10-15 раз меньше плотности воды!) Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.17) на среднем расстоянии 0.071 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 6.95611 суток. Эффективная температура TOI-1420 b достигает 957 ± 17 К.
Планета TOI-1420 b (показана оранжевым цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Для сравнения желтым цветом показан другой легкий газовый гигант WASP-107 b. Цветными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.5 и 1.0 г/куб.см.Исключительно низкая средняя плотность TOI-1420 b говорит о том, что перед нами – легкий газовый гигант. Сравнение параметров планеты с моделями показывает, что масса ядра из тяжелых элементов составляет всего 4.3 +2.0/-1.7 масс Земли. Как такой легкий планетный эмбрион смог набрать так много водорода, пока неясно. В классической теории аккреции на ядро интенсивная аккреция газа из протопланетного диска начинается, когда масса ядра достигает ~10 масс Земли.
Шкала высот в атмосфере TOI-1420 b оценивается в 1950 км, что делает эту планету исключительно удобной целью для изучения атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.09945.pdf
18 сентября 2023
GJ 9404 b: мини-нептун на эксцентричной орбите
Сравнительно близкие и яркие красные карлики – прекрасная цель для поисков рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей. В частности, поискам планет у красных карликов посвящена программа HADES, основанная на измерениях лучевых скоростей родительских звезд, получаемых высокоточным спектрографом HARPS-N. Программа действует уже 6 лет, за это время у 56 звезд с массой от 0.3 до 0.71 солнечных масс (спектральных классов от M0 V до M3 V) обнаружено 11 планет и еще несколько кандидатов, планетная природа которых пока не доказана. Без учета кандидатов распространенность планет с массами 1-10 масс Земли и периодами 10-100 суток оценивается в 0.85 +0.46/-0.21, а с периодами 1-10 суток – 0.10 +0.10/-0.03 на одну звезду. Однако эти значения можно рассматривать как оценку снизу, поскольку как минимум один кандидат, найденный европейскими астрономами, является планетой.
25 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась заметка, посвященная подтверждению планетной природы одного из кандидатов программы HADES, вращающегося вокруг красного карлика GJ 9404. Если первооткрыватели искали в полученных данных синусоидальные RV-сигналы, создаваемые планетами на круговых орбитах, то авторы заметки применили к ним другой алгоритм (kima), учитывающий возможность орбит с высоким эксцентриситетом. Как оказалось, эксцентричная орбита гораздо лучше описывает данные измерений (вероятность ложного открытия – меньше 0.1%).
GJ 9404 – красный карлик спектрального класса M0.5 V (по другим данным – M2 V), удаленный от нас на 23.88 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.62 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.63 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 13.5 раз меньше солнечной.
Минимальная (m sin i) масса планеты GJ 9404 b составляет 11.9 ± 1.9 масс Земли, т.е. перед нами нептун или мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.094 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.49 ± 0.13, и делает один оборот за 13.459 ± 0.007 суток. Усредненный температурный режим примерно соответствует температурному режиму Меркурия, но в перицентре расстояние между планетой и звездой оценивается в 0.048 а.е., а в апоцентре – 0.140 а.е., т.е. почти в 3 раза больше.
Если считать новые кандидаты программы HADES планетами, распространенность планет с массами 1-10 масс Земли и периодами 10-100 суток составит 0.97 +0.48/-0.23 планет на одну звезду.
Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/08/aa42828-21/aa42828-21.html
https://arxiv.org/pdf/2308.12309.pdf
16 сентября 2023
В атмосфере WASP-80 b обнаружены метан и водяной пар
Планеты, формально относимые к горячим юпитерам (масса больше 0.3 масс Юпитера, орбитальный период короче 10 суток), но вращающиеся вокруг звезд красных карликов, часто нагреты весьма умеренно, до 600-900 К. Они привлекают больше внимания, чем «классические» горячие юпитеры, поскольку, во-первых, редко встречаются, а во-сторых, позволяют изучать атмосферы относительно прохладных планет. Из-за небольших размеров дисков красных карликов транзиты экзопланет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по дискам солнцеподобных звезд, а их трансмиссионные спектры – выразительнее. Все это делает транзитные газовые гиганты, вращающиеся вокруг красных и поздних оранжевых карликов, отличной целью для трансмиссионной спектроскопии.
Газовый гигант у позднего оранжевого карлика WASP-80 был представлен в 2013 году. Его масса оценивается в 0.55 масс Юпитера, радиус – в 0.95 радиусов Юпитера, эффективная температура близка к 825 К. По наблюдениям вторичного минимума на «Спитцере» в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм излучение планеты было совместимо с излучением абсолютно черного тела при температуре 851 ± 14 К.
11 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям WASP-80 b с помощью NIRCam на борту JWST. Наблюдения были проведены 28 и 29 октября 2022 года в лучах с длиной волны 2.420-4.025 мкм, причем включали и транзит, и вторичный минимум. Другими словами, были получены и трансмиссионный, и эмиссионный спектры планеты. В обоих спектрах были найдены полосы метана и водяного пара. Достоверность обнаружения метана составила 6.1 сигма. Сравнение полученных спектров с модельными показало, что металличность атмосферы WASP-80 b превышает солнечную в 3-10 раз. Аммиака, угарного, углекислого и сернистого газов обнаружить не удалось.
Трансмиссионный (вверху) и эмиссионный (внизу) спектры WASP-80 b. Данные наблюдений показаны черными точками с барами ошибок, зеленая линия – наилучшая модель, синим и фиолетовым показаны модельные спектры атмосферы без водяного пара и без метана, соответственно.В ближайшем будущем запланированы наблюдения WASP-80 b в диапазоне 4-12 мкм, что позволит определить отношение C/O в атмосфере планеты и, возможно, обнаружить другие примеси.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.04042.pdf
15 сентября 2023
Два мини-нептуна у оранжевого карлика HIP 113103 (HD 216530)
По данным «Кеплера» суперземли и мини-нептуны – самый распространенный тип планет у солнцеподобных звезд. Однако их состав, история формирования и дальнейшая эволюция до конца не ясны. Поэтому важно изучать мини-нептуны у молодых звезд, особенно в многопланетных системах – это поможет понять, как и с какой скоростью происходит потеря планетами первичных водородных атмосфер.
11 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух мини-нептунов у молодого оранжевого карлика HIP 113103 (HD 216530). Планеты были открыты TESS и дополнительно наблюдались спутником ChEOPS. Радиус одной из планет попадает в зазор Фултона – возможно, планета на наших глазах теряет водород и превращается в суперземлю, что делает ее наблюдения особенно интересными.
HD 216530 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 46.21 ± 0.09 пк. Его масса оценивается в 0.76 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.742 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в ~3.4 раза меньше солнечной. Звезда достаточно молода – ее возраст составляет 470 +170/-110 млн. лет.
HD 216530 попала на 1 и 28 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзиты двух типов, соответствующие планетам с радиусами 1.83 ± 0.1 и 2.4 ± 0.1 радиусов Земли. Орбитальный период меньшей планеты b удалось определить по данным TESS – он оказался равным 7.61030 ± 0.00002 суток, а вот с внешней планетой пришлось повозиться. И на 1, и на 28 секторе проявилось лишь по одному транзиту планеты c. Чтобы уточнить эфемериды внутренней планеты и определить орбитальный период внешней, 9-10 сентября 2022 года на протяжении 17.5 часов звезду HD 216530 наблюдал ChEOPS. В результате удалось зарегистрировать транзиты обеих планет. Орбитальный период HD 216530 c составил 14.24565 ± 0.00002 суток, это означает, что планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.
Итак, вокруг HD 216530 вращаются два мини-нептуна. Большие полуоси орбит планет оцениваются в 0.069 ± 0.0003 и 0.1048 ± 0.0005 а.е., эксцентриситеты примерно равны, но определены плохо – в 0.17 +0.17/-0.13. Эффективные температуры планет составляют 721 ± 10 К и 585 ± 10 К, т.е. обе они оказываются горячее Меркурия.
Массы планет толком не измерялись. Авторы получили 8 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CHIRON и 10 измерений с помощью Minerva-Australis. Оба инструмента обеспечивают точность единичного измерения в 10-20 м/с, так что возможные RV-сигналы планет утонули в шумах. Исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, авторы оценили массы планет в 5.9 ± 1.9 и 8.4 ± 1.9 масс Земли, им соответствуют колебания лучевой скорости звезды с полуамплитудой 2.34 ± 0.73 и 2.67 ± 0.58 м/с. Зарегистрировать такие RV-сигналы вполне возможно, но нужны более точные спектрографы и большее количество измерений.
Яркость родительской звезды (+9.95 в видимых лучах и +7.56 в полосе K) делает обе планеты прекрасными целями для JWST, даже если их атмосферы будут затянуты высотной дымкой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.04137.pdf
13 сентября 2023
В атмосфере прохладного мини-нептуна K2-18 b обнаружены метан и углекислый газ
Небольшие экзопланеты, находящиеся в обитаемой зоне своих звезд, привлекают особое внимание научного сообщества. Даже если они не являются полными аналогами Земли, изучение их климата и состава атмосферы позволит точнее очертить границы потенциальной обитаемости. Примером такого «пограничного» типа экзопланет являются мини-нептуны – планеты, аналога которым в Солнечной системе нет. Главным отличием мини-нептунов от планет земного типа является протяженная водородная атмосфера, масса которой может достигать нескольких процентов от полной массы планеты. Могут ли мини-нептуны быть потенциально обитаемыми – предмет оживленной дискуссии.
Наиболее изученным мини-нептуном, находящимся в обитаемой зоне своей звезды, является планета K2-18 b. Она была представлена в 2015 году, с тех пор ее параметры много раз уточнялись. По последним данным, радиус планеты составляет 2.37 ± 0.22 радиуса Земли, масса – 8.9 ± 1.7 масс Земли, что соответствует средней плотности 4.1 +1.7/-1.2 г/куб.см. Орбитальный период K2-18 b равен 32.94 суток, она вращается вокруг красного карлика спектрального класса M2.5 V, ее эффективная температура оценивается в 284 ± 15 К.
В 2019 году «Хаббл» получил трансмиссионный спектр планеты, в котором была обнаружена полоса водяного пара. Это привело некоторых авторов к смелой гипотезе, что под водородной атмосферой K2-18 b плещется горячий глобальный океан, в котором возможна примитивная жизнь. Исследователи даже придумали для таких миров специальное название «гикеаны» (hycean planet , от слов «водород» и «океан»). Другие ученые предлагали иную интерпретацию полученного «Хабблом» спектра – полоса вблизи 1.4 мкм вызвана не водяным паром, а метаном (в этом диапазоне полосы водяного пара и метана перекрываются). Чтобы разобраться, чья гипотеза ближе к истине, требовался более мощный инструмент, чем «Хаббл».
11 сентября 2023 года были опубликованы статья и пресс-релиз, в которых говорилось о наблюдениях K2-18 b на JWST. Авторы пронаблюдали два транзита планеты – один с помощью NIRSpec, другой на NIRISS. Наблюдения велись в лучах с длиной волны 2.73-5.17 мкм в первом случае и 0.85-2.85 мкм во втором. В итоге был получен высококачественный трансмиссионный спектр планеты, в котором проявились полосы метана и углекислого газа.
Трансмиссионный спектр K2-18 b. Оранжевыми и красными точками с барами ошибок показаны данные, полученные NIRISS и NIRSpec, соответственно. Синяя линия – трансмиссионный спектр, соответствующий наилучшей модели, желтые точки – модельные значения в спектральных интервалах, соответствующих измерениям. Отрезками у оси абсцисс отмечены полосы метана, углекислого газа и диметилсульфида.Полученный спектр авторы сравнили с предсказаниями модели водородной атмосферы, включающей в виде примесей H2O, CH4, NH3, HCN, CO и CO2. Также авторы добавили в модель несколько сложных веществ, интерпретируемых как возможные биомаркеры – диметилсульфид (CH3)2S (DMS), сероуглерод CS2, хлорметан CH3Cl, OCS и N2O. Метан обнаружен с достоверностью 6 сигма, углекислота – 3 сигма. Остальных включенных в модель простых молекул (водяного пара, аммиака, циановодорода, угарного газа) обнаружено не было. Впрочем, верхний предел на содержание водяного пара довольно мягкий и не исключает его наличия в атмосфере K2-18 b. Объемное содержание метана и углекислоты оценивается в ~1% , водяного пара может быть в 10-30 раз меньше. Таким образом, наблюдения на JWST подтвердили «метановую» интерпретацию данных «Хаббла».
Следует отметить, что полученный трансмиссионный спектр формируется в сравнительно высоких слоях атмосферы с давлением ниже 0.1 бар и температурой ниже 0°С. В более глубоких слоях воды может быть больше, в том числе в сконденсированном виде. Кроме того, фотохимическое разложение метана должно приводить к образованию толинов и формированию плотной дымки, аналогичной дымке в атмосфере Титана. Наличие дымки делает невозможным зондирование силами JWST более глубоких слоев атмосферы K2-18 b. Как ожидается, облака из водяного льда находятся ниже, на уровне ~0.3 бар (с точностью до порядка величины).
Интересно, что авторы обнаружили в спектре и признаки диметилсульфида – вещества, на Земле производимого некоторыми видами морского фитопланктона. Однако спектральные признаки DMS с достоверностью 2.4 сигма выявляются только в одном из вариантов обработки данных и почти не проявляются в других, так что общая достоверность регистрации этого вещества остается низкой.
Планета K2-18 b остается важной целью для JWST, ее будут наблюдать и в лучах с длиной волны 5-10 мкм, где находится сильная полоса диметилсульфиида. Это позволит или подтвердить, или опровергнуть наличие данного биомаркера. Пока делать далеко идущие выводы рано.
Информация получена: https://stsci-opo.org/STScI-01HA2G716KS9YGAGVY1WBVFJ8Y.pdf
8 сентября 2023
Российские ученые измерили массу планеты TOI-1408 b
Метод лучевых скоростей, незаменимый для поисков экзопланет на широких орбитах и измерения массы транзитных экзопланет, требует спектрографов высочайшей точности. Самый совершенный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO достигает инструментальной точности 0.26 м/с, другие известные спектрографы (HARPS, HIRES, PFS, HARPS-N, SOPHIE и др.) имеют точность 1-3 м/с. В России долгое время таких инструментов не было, что сильно ограничивало возможности отечественных астрономов. Лишь в последние годы ситуация начала выправляться. В Специальной астрофизической обсерватории на самом крупном российском телескопе – 6-метровом БТА – был установлен спектрограф FFOREST. По мировым меркам его возможности пока выглядят скромными – он обеспечивает точность единичного измерения лучевой скорости 10-20 м/с, однако и этого оказалось достаточно для получения важных научных результатов.
7 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья российских астрономов, посвященных измерению массы транзитного кандидата TOI-1408.01, обнаруженного TESS. Исследователи провели всесторонний анализ не только спектральных, но и фотометрических данных и показали, что транзит планеты является скользящим, а сама она вращается по эксцентричной орбите. Возможно, эта планета находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, которая приведет ее на орбиту типичного горячего юпитера.
TOI-1408 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 139.6 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.33 солнечных масс, радиус – в 1.274 солнечных радиусов. Надо сказать, последняя оценка заметно меньше оценок из базы данных «Гайи» (1.52 ± 0.03 солнечных радиусов) и входного каталога TESS (1.49 ± 0.12 солнечных радиусов). Возможно, дальнейшие наблюдения этой звезды устранят рассогласование.
TESS зарегистрировала 193 транзита TOI-1408.01. Форма транзитной кривой является V-образной, что говорит о скользящем характере транзита (планета заходит на диск звезды только краем). Это сильно затрудняет точное измерение радиуса планеты. Авторы получили нижний предел, равный одному радиусу Юпитера. Формально радиус планеты не ограничен сверху, но, исходя из наших текущих знаний о горячих юпитерах, можно принять, что он не превышает 2 радиусов Юпитера.
Исследователи получили 20 измерений лучевой скорости TOI-1408 на спектрографе FFOREST. Масса планеты оказалась равной 1.69 ± 0.20 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0580 ± 0.0002 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.03, и делает один оборот за 4.42471 суток. Ее эффективную температуру можно оценить в ~1550 К.
Предположив, что радиус TOI-1408 b равен 1.3-1.5 радиусов Юпитера, исследователи оценили характерное время скругления ее орбиты приливными силами в 0.61-1.25 млрд. лет. По всей видимости, планета находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, и раньше эксцентриситет ее орбиты был гораздо больше.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.03009.pdf
7 сентября 2023
Экстремально плотный мини-нептун TOI-1853 b
Планеты гораздо разнообразнее по своим свойствам, чем звезды. Если большинство основных свойств звезд определяется только их массой (во всяком случае, это верно для звезд главной последовательности), то планеты различаются еще и химическим составом. Массы планет одного радиуса могут различаться в несколько (а то и в несколько десятков) раз.
6 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы горячего мини-нептуна TOI-1853 b. Планета была обнаружена TESS на 23 и 50 секторах и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N. Измеренная масса планеты оказалась на порядок больше ожидаемой – ее средняя плотность оказалась больше плотности железа!
TOI-1853 – оранжевый карлик спектрального класса K2.5 V, удаленный от нас на 166.8 ± 0.9 пк. Его масса оценивается в 0.84 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.808 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость составляет 37% от солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.0 ± 4.6 млрд. лет.
При радиусе 3.45 ± 0.14 радиусов Земли масса планеты TOI-1853 b достигает 73.5 ± 4.2 масс Земли! Этот сверхплотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.03) на среднем расстоянии 0.021 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 1.24363 суток. Средняя плотность планеты достигает 9.8 +1.9/-1.5 г/куб.см, эффективная температура – 1478 ± 35 К.
Планета TOI-1853 b (показана оранжевым кружком с черной обводкой) на диаграммах «Масса – Радиус» (вверху слева), «Орбитальный период – Масса» (вверху справа), «Масса – Средняя плотность» (внизу слева) и «Радиус – Средняя плотность» (внизу справа) на фоне других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру. Синие линии на левом верхнем графике показывают модельные соотношения масса-радиус для планет, наполовину состоящих из силикатов и наполовину из воды (сплошная), и силикатных планет, окруженных водородной атмосферой массой 1% полной массы планеты (пунктирная).То, что средняя плотность TOI-1853 b превышает плотность железа, не означает, конечно, что она состоит из тяжелых металлов. Колоссальное давление в недрах таких массивных планет эффективно уплотняет вещество. По расчетам, TOI-1853 b может состоять наполовину из силикатов и наполовину из воды и быть окруженной атмосферой из водяного пара, а может представлять из себя сухое железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 1% полной массы планеты.
По расчетам авторов, достаточно наблюдения трех транзитов TOI-1853 b с помощью инструмента NIRISS на борту JWST, чтобы отличить атмосферу из водяного пара от протяженной водородной атмосферы, и, таким образом, оценить химический состав этой необычной планеты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.01464.pdf
6 сентября 2023
Уточнены параметры планет в системе HD 22946
Миссия TESS ведет поиск транзитных экзопланет по всему небу, но для подробного изучения уже открытых систем больше подходят другие инструменты, например, спутник ChEOPS. Наблюдения с помощью ChEOPS позволяют существенно уточнить параметры планет – например, с его помощью определяют орбитальные периоды тех планет, у которых TESS наблюдала только один транзит. Также уточняются радиусы планет и другие параметры системы.
8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная уточнению параметров трехпланетной системы HD 22946 (TOI-411), представленной год назад. Тогда у солнцеподобной звезды спектрального класса F8 были найдены две планеты с периодами 4.04 и 9.57 суток, а еще зарегистрировано единственное транзитное событие, принадлежащее третьей планете. ChEOPS успешно пронаблюдал еще один транзит третьей планеты, а также благодаря своей большей, чем у TESS, фотометрической точности, существенно уточнил размеры всех трех планет. Радиусы планет b, c и d теперь оцениваются в 1.36 ± 0.04, 2.33 ± 0.04 и 2.61 ± 0.06 радиусов Земли, что заметно меньше, чем у первооткрывателей. Период планеты d оказался равным 47.4249 ± 0.0001 суток (интересно, что период, ожидаемый по продолжительности единственного транзита, оценивался в 46 ± 4 суток).
Поскольку новых измерений лучевой скорости звезды не проводилось, массы планет остаются неизвестными. Верхние пределы на массы планет b, c и d составляют 13.7, 9.7 и 26.6 масс Земли, соответственно. Требуется еще не меньше полусотни измерений с помощью ESPRESSO, чтобы точно определить массы всех трех планет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04468.pdf
4 сентября 2023
У оранжевого карлика TOI-4600 открыты две долгопериодические транзитные планеты
Большинство экзопланет открыто транзитным методом, а вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. По этой причине 80% известных экзопланет имеют орбитальные периоды короче 50 суток и сильно нагреты. Долгопериодические транзитные планеты редки, но это делает их особенно интересными.
Основное количество долгопериодических транзитных планет обнаружил «Кеплер» в рамках основной миссии. TESS в этом смысле гораздо менее удобна, потому что наблюдает каждый сектор только 27.4 суток. Однако в областях неба вблизи полюсов эклиптики, где сектора перекрываются, наблюдения некоторых звезд велось почти непрерывно в течение года. Это дало возможность обнаруживать долгопериодические планеты, причем у сравнительно ярких звезд.
1 сентября 2023 года в журнале The Astrophysical Journal Letters была опубликована статья, посвященная открытию и валидации двух планет у звезды TOI-4600.
TOI-4600 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 216.5 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.89 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.81 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.42 ± 0.02 солнечных светимостей. Возраст звезды определен плохо – где-то между 0.7 и 5.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов примерно в полтора раза превышает солнечное значение.
TESS наблюдала TOI-4600 на двадцати секторах: 14-19, 21-26, 40-41, 47-49 и 51-53. Сначала автоматический алгоритм обработки данных обнаружил два одинаковых транзитных события глубиной около 0.5% - одно на 16, второй на 22 секторе. Более тщательный анализ привел к обнаружению еще двух похожих событий на 19 и 25 секторах, что позволило точно определить орбитальный период планеты TOI-4600 b – 82.6869 ± 0.0003 суток. Радиус планеты составил 6.8 ± 0.3 радиусов Земли, большая полуось орбиты – 0.35 ± 0.02 а.е., температурный режим – промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 347 ± 12 К). К сожалению, лучевую скорость звезды толком не измеряли, поэтому эксцентриситет орбиты планеты b определен с большими погрешностями – 0.25 +0.33/-0.17, а масса и вовсе осталась неизвестной.
Помимо транзитов планеты b на 17 секторе исследователи обнаружили еще одно транзитное событие глубиной около 1%, соответствующее планете-гиганту радиусом 9.4 ± 0.4 радиусов Земли. Долгое время орбитальный период второй планеты оставался неизвестным, пока наблюдения 53 сектора не привели к регистрации второго транзита. Орбитальный период внешней планеты оказался равным 482.819 ± 0.002 суток. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.15 ± 0.07 а.е., его температурный режим грубо соответствует температурному режиму Марса (эффективная температура 191 ± 6 К). Эксцентриситет орбиты планеты c оценили в 0.21 +0.29/-0.14, масса также неизвестна.
Звезда TOI-4600 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Вероятность ложнопозитива оценивается в ~3.7·10-5 для планеты b и ~1.1·10-7 для планеты c, так что в их планетной природе практически нет сомнений.
Согласно эмпирическим соотношениям между массой и радиусом массы TOI-4600 b и TOI-4600 c составляют ~31 и ~48 масс Земли, соответственно. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости при таких массах составит 5 и 4 м/с, что легко доступно лучшим современным спектрографам. Почти наверняка в ближайшее время массы обеих планет будут измерены. Также обе планеты будут прекрасными целями для JWST, который сможет получить их трансмиссионные спектры.
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aceb69/meta
31 августа 2023
Открыты еще две планеты у оранжевого карлика HD 42813 (TOI-469)
На сегодняшний день самый точный в мире спектрограф – это ESPRESSO, его точность измерения лучевой скорости в случае ярких звезд достигает 0.26 метров в секунду. ESPRESSO незаменим при измерении масс небольших транзитных планет, открываемых TESS. Вместе с измерением радиуса это позволяет определить среднюю плотность планеты и наложить ограничения на ее физическую природу.
Нередко бывает так, что, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаруживают в системе дополнительные не транзитные планеты – как правило, на более широких орбитах. Но бывает и наоборот – изначально открытые методом лучевых скоростей, новые планеты также оказываются транзитными. Именно это произошло с новыми планетами в системе HD 42813 (TOI-469).
Первая планета у оранжевого карлика HD 42813 была представлена два месяца назад. Она была обнаружена TESS на 6 и 33 секторе и после стандартной процедуры валидации окончательно подтверждена методом лучевых скоростей на спектрографах HIRES и Levy. HD 42813 b выглядела как типичный мини-нептун: радиус 3.36 ± 0.14 радиусов Земли, орбитальный период 13.63 суток, ее массу первооткрыватели оценили в 5.8 ± 2.4 масс Земли.
Чтобы уточнить массу новой планеты, группа европейских астрономов получила 83 измерения лучевой скорости звезды с помощью ESPRESSO со средней точностью единичного измерения 0.31 м/с. Наблюдения охватили период с октября 2019 года по март 2022 года, всего 897 суток. Исключительная точность ESPRESSO позволила не только уточнить массу планеты b и параметры родительской звезды, но и обнаружить еще две планеты на внутренних орбитах – с периодами 3.538 и 6.430 суток. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости, вызванных планетами c и d, составила 2.1 ± 0.1 и 1.9 ± 0.1 м/с.
Зная периоды новых планет, исследователи заново обратились к анализу кривой блеска, полученной TESS. И обнаружили транзитные сигналы, вызванные обеими планетами! Ранее их не замечали из-за низкого отношения сигнал/шум.
С учетом этого, система HD 42813 теперь выглядит так.
Родительская звезда – древний оранжевый карлик спектрального класса K0 V и светимостью 0.7 солнечных, чей возраст первооткрыватели планеты b оценили в 9.1 ± 3.5 млрд. лет, а авторы новой работы – в 11.7 ± 3.8 млрд. лет. На расстоянии 0.0436 ± 0.0007 и 0.065 ± 0.001 а.е. от него вращаются две горячие суперземли радиусом 1.58 ± 0.11 и 1.37 ± 0.11 радиусов Земли, массой 4.5 ± 0.3 и 5.1 ± 0.4 масс Земли, со средней плотностью 6.3 +1.7/-1.3 и 11.0 +3.4/-2.4 г/куб.см, соответственно. Эффективные температуры новых планет оцениваются в 1217 ± 29 К и 998 ± 24 К.Третья планета в этой системе – уже известная b. Ее массу удалось существенно уточнить – теперь она равна 9.6 ± 0.8 масс Земли, что вместе с радиусом 3.48 ± 0.08 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.3 ± 0.2 г/куб.см. Все три планеты вращаются вокруг своей звезды по круговым орбитам.
Три планеты системы HD 42813 (показаны черным цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красными пунктирными линиями показаны погрешности в диапазоне 3 сигма. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Судя по своему положению на диаграмме масса-радиус, обе внутренние планеты c и d являются железокаменными суперземлями, хотя доля силикатов и железа в их составе остается плохо определенной. Планета b выглядит типичным мини-нептуном. В отсутствии существенной водородной атмосферы доля воды в ней может достигать 24%, а в случае сухого ядра масса водородной атмосферы составит 0.27 +0.24/-0.17 масс Земли (~2.8%), возможны и все промежуточные варианты. В целом система HD 42813 выглядит компактной и плотно упакованной, как и многие аналогичные системы, открытые «Кеплером».
Оценки радиусов внутренних планет остаются не слишком точными. Авторы надеются на дополнительные фотометрические наблюдения с помощью спутника ChEOPS, что позволит уточнить размеры планет и их среднюю плотность.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.13310.pdf
24 августа 2023
TOI-332 b: горячий мини-нептун экстремально высокой плотности
Если расположить известные экзопланеты на плоскости «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то обнаружится обширная область, где планет очень мало. Эту область называют «пустыня горячих нептунов». Пустыня горячих нептунов охватывает планеты с периодами короче 5 суток и радиусами от 2 до 9 радиусов Земли (массами от 10 до 250 масс Земли). Происхождение «пустыни» пока не очень ясно, считается, что за ее нижнюю границу отвечает процесс фотоиспарения водородных атмосфер небольших планет, а за верхнюю – приливное разрушение легких газовых гигантов.
Изучение планет, попадающих в пустыню горячих нептунов или находящихся вблизи ее границ, помогает лучше понимать причину появления этой особенности. Очень важно измерять массы горячих нептунов и мини-нептунов – это позволяет определять их среднюю плотность, а значит – накладывать ограничения на химический состав. И на этом пути исследователей нередко поджидают сюрпризы.
24 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы горячего мини-нептуна TOI-332 b. Планета оказалась неожиданно массивной и очень плотной, так что теоретикам придется поломать голову, чтобы объяснить ее происхождение.
TOI-332 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 222.9 ± 3.7 пк. Его масса оценивается в 0.88 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.87 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-332 составляет 5.0 ± 2.3 млрд. лет.
TOI-332 попала на 1, 2 и 28 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.777 земных суток (18 часов 39 минут) и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.20 ± 0.16 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 16 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса планеты оказалась равной 57.2 ± 1.6 масс Земли! Это приводит к средней плотности 9.6 ± 1.3 г/куб.см – исключительно много для мини-нептуна. TOI-332 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.94 ± 0.12 звездных радиуса, ее эффективная температура достигает 1871 ± 30 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).
Измеренная средняя плотность соответствует железокаменному составу с примесью 27% воды без существенной водородно-гелиевой атмосферы, или железокаменному составу без воды с водородно-гелиевой атмосферой массой 1.8 ± 0.6%, или чему-то промежуточному.
Планета TOI-332 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения приведены также Уран и Нептун (показаны черными треугольниками). Цветные пунктирные линии демонстрируют модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (состоящих из воды, представляющих из себя железокаменное ядро + 27% воды, земного состава, состоящих из железа).Такое массивное ядро, как у TOI-332 b, должно быть окружено протяженной водородной атмосферой, а сама планета должна быть газовым гигантом. Почему она почти или же полностью лишена водорода, остается загадкой. Фотоиспарение при такой массе не играет существенной роли. Возможно, планета образовалась в результате колоссального столкновения двух газовых гигантов, рассеявшего львиную долю водорода и гелия, или же она сформировалась в протопланетном диске, богатом минеральной пылью, но бедном газом.
TOI-332 b является интересной целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST. Возможно, удастся измерить фазовую кривую этой планеты, а значит – определить температуры дневного и ночного полушарий и альбедо поверхности.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.12137.pdf
23 августа 2023
У близкого оранжевого карлика HD 99492 обнаружена вторая планета
Поскольку планетные системы образуются из протяженных протопланетных дисков, маловероятно, что этот процесс приводит к появлению только одной планеты. Подавляющее большинство планетных систем должно включать несколько планет разных масс. Однако обнаружить их все не так-то просто. Метод лучевых скоростей, будучи непрямым методом, регистрирует отклик звезды на свою планетную систему в целом, и часто требуется много измерений, чтобы аккуратно «расплести» влияние разных планет. Как правило, в собранных данных обнаруживают сначала самое заметное колебание, а затем, с увеличением точности спектрографов и количества измерений, и другие, менее заметные. Так, в Солнечной системе самая заметная для метода лучевых скоростей планета – Юпитер, а вторая по заметности – Сатурн. Остальные планеты пока недоступны даже лучшим современным спектрографам.
Эти соображения заставляют исследователей возвращаться к системам с уже известными экзопланетами, чтобы поискать там новые тела. 11 августа 2013 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению параметров планет у звезд HD 99492, HD 147379 и HD 190007. За время, прошедшее с момента первых публикаций, было получено много новых данных и по лучевым скоростям, и по астрометрии (в частности, уточнение параллаксов с помощью «Гайи» позволило в десятки раз уменьшить погрешности в определении расстояний до этих звезд). В результате у звезды HD 99492 была обнаружена вторая планета и уточнены параметры первой.
Первая планета у оранжевого карлика HD 99492 была обнаружена еще в 2004 году. Это был тяжелый нептун с минимальной массой ~35 масс Земли и орбитальным периодом 17.05 суток. В ноябре 2010 года в этой системе нашли вторую планету с периодом около 5 тыс. суток, однако в 2016 году оказалось, что принятый за нее RV-сигнал является проявлением магнитного цикла звезды, аналогичного солнечному циклу, а самой планеты не существует.
С января 2014 по июнь 2022 года было получено 202 новых измерения лучевой скорости HD 99492 на высокоточном спектрографе HARPS-N. Помимо пика, вызванного уже известной планетой b, авторы нашли на периодограмме пик с периодом 95.23 ± 0.1 суток, который не сопровождался никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что его вызывает планета HD 99492 c с минимальной массой 17.9 ± 1.3 масс Земли, вращающаяся по близкой к круговой орбите и имеющая температурный режим Венеры. По третьему закону Кеплера среднее расстояние между звездой и новой планетой можно оценить в 0.387 а.е.
Массу внутренней планеты b также уточнили – теперь она оценивается в 25.5 ± 0.6 масс Земли.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.05669.pdf
22 августа 2023
Плоскость орбиты WASP-106 b почти не наклонена к экватору звезды
В настоящее время считается, что газовые гиганты формируются за снеговой линией своих звезд, поэтому для образования горячих юпитеров необходим механизм их миграции внутрь системы. Наиболее проработаны два возможных сценария такой миграции. Согласно одному из них, новорожденный газовый гигант передает свой угловой момент протопланетному диску и по очень тугой спирали приближается к звезде, оставаясь примерно в плоскости ее экватора. Согласно другому, сначала планета благодаря эпизоду планет-планетного рассеяния или взаимодействию с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. В этом случае итоговая орбита горячего юпитера может быть сильнейшим образом наклонена к экватору звезды вплоть до полярных или ретроградных орбит. Поэтому наклон орбиты планеты может свидетельствовать о механизме, превратившем ее в горячий юпитер.
15 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты горячего гиганта WASP-106 b. Наклон орбиты измерили благодаря наблюдению эффекта Мак-Лафлина – характерному изменению средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект Мак-Лафлина обусловлен тем, что, вступая на звездный диск и двигаясь по нему, планета перехватывает часть лучей, испущенных приближающимся или удаляющимся в процессе осевого вращения участком звездной фотосферы.
Измеренный наклон орбиты WASP-106 b составил -1 ± 11°. Это означает, что почти наверняка этот горячий юпитер оказался на своей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.07165.pdf
15 августа 2023
Открыта вторая планета у желтого гиганта 75 Ceti
Большинство экзопланет, открытых к настоящему моменту, вращаются вокруг солнцеподобных звезд или звезд красных карликов. У звезд промежуточной массы (1.5-5 масс Солнца) планет известно сравнительно немного. Это обусловлено наблюдательной селекцией: большие размеры дисков звезд промежуточной массы делают транзиты даже больших планет мелкими и трудно обнаружимыми. Спектры звезд промежуточной массы, находящихся на главной последовательности, лишены тонких линий, что делает точное измерение их лучевых скоростей очень сложным делом. Лишь после схода с главной последовательности, когда радиус звезды увеличивается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, становится возможным обнаруживать у них планеты методом лучевых скоростей.
Уже свыше двух десятилетий поиск планет у красных (а на самом деле желтых и оранжевых) гигантов ведется на обсерватории Окаяма. С 2001 года японские астрономы измеряют лучевые скорости 300 ярких G и K гигантов с массами 1.5-5 солнечных масс. Они уже обнаружили 38 планетных систем и четыре кандидата, и независимо подтвердили еще три. Долгие ряды наблюдений позволяют находить планеты с большими орбитальными периодами.
11 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная более подробному анализу 32 систем с уже известными планетами, открытыми на обсерватории Окаяма. Авторы исходили из того, что около 15% систем является многопланетными. Поскольку и после публикаций об открытых планетах измерения лучевых скоростей выбранных звезд продолжались, имело смысл поискать в свежих данных новые планеты или уточнить параметры уже известных. В итоге у желтого гиганта 75 Ceti (HD 15779) была обнаружена вторая планета, а еще у пяти звезд зафиксировали дополнительный долговременный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в этих системах массивных тел на широких орбитах.
Первая планета у желтого гиганта 75 Ceti была представлена в 2012 году. Это газовый гигант с проективной (минимальной) массой ~3 массы Юпитера и орбитальным периодом 692 суток, вращающийся вокруг своей звезды на среднем расстоянии ~2.1 а.е. Несмотря на достаточно широкую орбиту, из-за яркости 75 Ceti (ее светимость в 51.8 раз превышает солнечную) планета оказалась горячее Меркурия.
С февраля 2002 по декабрь 2020 года авторы получили 147 измерений лучевой скорости 75 Ceti. Помимо колебаний, вызванных уже известной планетой b, они обнаружили в данных еще одно колебание с периодом 2052 ± 46 суток и полуамплитудой, соответствующей планете с минимальной массой 0.91 +0.09/-0.14 масс Юпитера на почти круговой орбите. Большая полуось орбиты планеты c составляет 3.93 ± 0.06 а.е., ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Параметры планеты b тоже несколько скорректировались – ее минимальная масса теперь оценивается в 2.48 ± 0.09 масс Юпитера, большая полуось орбиты – в 1.912 ± 0.003 а.е.
Авторы отмечают, что отношение масс и больших полуосей орбит планет b и c близки к аналогичным величинам для Юпитера и Сатурна.
У четырех звезд, наблюдаемых на обсерватории Окаяма, авторы обнаружили линейный дрейф лучевой скорости, означающий наличие в системе массивных тел с большой полуосью орбиты свыше 10 а.е. Это HD 5608, κ CrB, HD 167042 и HD 208897. Еще у одной звезды, 18 Del, скорость изменения лучевой скорости сменила знак, что говорит о проходе внешним компаньоном перицентра или апоцентра своей орбиты. Чтобы определить параметры внешних компаньонов, необходимо продолжать наблюдения, поскольку орбитальные периоды этих тел могут составлять десятки (а может, и сотни) лет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.05343.pdf
7 августа 2023
Редкий случай: две планеты-гиганта у красного карлика TOI-4860
Распространенность планет-гигантов падает с уменьшением массы родительской звезды, так что у средних и поздних красных карликов они встречаются в несколько раз реже, чем у солнцеподобных звезд. Распространенность газовых гигантов с орбитальными периодами короче 10 суток оценивается в 0.194 ± 0.072% для всех красных карликов с массами от 0.08 до 0.71 солнечных масс, причем для поздних красных карликов с массами меньше 0.4 солнечных эта величина еще ниже – 0.134 ± 0.069%. Для сравнения, распространенность газовых гигантов для G звезд составляет 0.55 ± 0.14%.
Несколько транзитных газовых гигантов у красных карликов обнаружила миссия TESS. Одна из таких планет была представлена 4 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов. Как это нередко бывало и раньше, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаружили в этой системе еще одну, не транзитную, планету на широкой орбите.
TOI-4860 – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 80.4 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.340 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.354 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 79 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раз больше, чем в составе Солнца.
TOI-4860 попала на 10, 36, 46 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.52276 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.766 ± 0.026 радиусов Юпитера. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 28 измерений лучевой скорости звезды с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou и 7 измерений с помощью ESPRESSO. Масса планеты TOI-4860 b оказалась равной 0.273 ± 0.006 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.754 ± 0.085 г/куб.см. Этот аналог Сатурна вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.035) на среднем расстоянии 0.0181 ± 0.0002 а.е (~11 звездных радиусов), его эффективная температура составляет 694 ± 15 К.
Близость к звезде такой рыхлой планеты должна приводить к приливному искажению ее формы. Большая полуось орбиты TOI-4860 b всего лишь в 1.8 раза больше предела Роша. По расчетам авторов, гигант должен быть вытянут вдоль оси между планетой и звездой, причем разница между длинным и коротким поперечником достигает 3%.
Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 426.9 ± 7.4 суток и полуамплитудой 121 ± 27 м/с, соответствующей планете с минимальной массой 1.66 ± 0.26 масс Юпитера. Форма кривой говорила о резко эксцентричной орбите. Исследователи пришли к выводу, что вокруг TOI-4860 вращается еще одна планета-гигант TOI-4860 c, причем эксцентриситет ее орбиты достигает 0.66 ± 0.09, а большая полуось орбиты – 0.776 ± 0.011 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.266 а.е. до 1.286 а.е., т.е. почти в 5 раз, а температурный режим – от температурного режима Главного пояса астероидов до температурного режима Сатурна.
Высокое значение метрики трансмиссионного спектра (TSM) TOI-4860 b делает эту планету удобной целью для изучения ее атмосферы с помощью JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.01454.pdf
5 августа 2023
Открыты еще две планеты у звезды rho Северной короны
Метод лучевых скоростей относится к не прямым методам, т.е. он регистрирует отклик звезды на свою планетную систему. Поскольку большинство систем включает в себя несколько планет, форма этого отклика может быть довольно замысловатой. Как правило, сначала в наборе измерений лучевой скорости звезды выявляется самое заметное колебание с наибольшей амплитудой (в Солнечной системе, например, его вызывает Юпитер), а затем, по мере увеличения точности единичного измерения и роста полного количества измерений, обнаруживаются и другие колебания меньшей амплитуды.
Именно это произошло с планетной системой солнцеподобной звезды rho Северной короны (HD 143761). Первая планета у нее была открыта еще в 1997 году по 41 измерению лучевой скорости – это был газовый гигант с минимальной массой чуть больше массы Юпитера и орбитальным периодом 39.6 суток. Полуамплитуда колебания лучевой скорости, вызванного планетой b, достигала 67 м/с, при средней погрешности единичного измерения около 3 м/с.
Благодаря своей яркости (+5.4, звезда видна невооруженным глазом) rho Северной короны стала удобной целью для дальнейших наблюдений. За последующие 10 лет было получено дополнительно 519 измерений с помощью спектрографа HIRES и 157 измерений с помощью APF – спектрографов с инструментальной точностью около 1 м/с. Это позволило в 2016 году представить вторую планету в этой системе – тяжелый нептун rho Северной короны c с минимальной массой 25 масс Земли и орбитальным периодом 102 суток, температурный режим которого был близок к температурному режиму Меркурия.
Дальнейшее увеличение точности спектрографов до 0.3 м/с (его достигли спектрографы нового поколения, такие, как ESPRESSO и EXPRES) позволило обнаружить у rho Северной короны новые планеты. 13 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям этой системы с помощью спектрографа EXPRES. В течение 89 ночей было получено 163 дополнительных измерения лучевой скорости, из которых 153 оказались приемлемого качества (средняя погрешность 0.37 м/с). Это позволило уточнить параметры звезды и найти у нее еще две планеты.
Теперь система rho Северной короны выглядит так.
Родительская звезда – древняя низкометалличная звезда галактического диска, удаленная от нас на 17.497 ± 0.015 пк. Она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. При массе 0.95 ± 0.01 солнечных масс ее радиус достигает 1.34 ± 0.04 солнечных радиусов, а светимость на 82 ± 8% превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 10.2 ± 0.5 млрд. лет.Самой внутренней планетой системы в настоящий момент считается новая суперземля HD 143761 e с минимальной массой 3.8 ± 0.5 масс Земли и орбитальным периодом 12.949 ± 0.014 суток, удаленная от своей звезды на среднее расстояние 0.106 ± 0.001 а.е. Эксцентриситет орбиты планеты e составляет 0.13 ± 0.08, что естественным образом объясняется влиянием близкого газового гиганта.
Вторая планета – известный с 1997 года гигант HD 143761 b с минимальной массой 1.09 ± 0.02 масс Юпитера и орбитальным периодом 39.844 ± 0.003 суток. Орбита гиганта близка к круговой – ее эксцентриситет составляет всего 0.038 ± 0.003, что меньше эксцентриситета орбиты Юпитера.
Третья планета – открытый в 2016 году нептун HD 143761 c с минимальной массой 28.2 ± 1.5 масс Земли и орбитальным периодом 102.2 ± 0.3 суток. Эксцентриситет орбиты планеты c близок к эксцентриситету орбиты Марса и составляет 0.096 ± 0.054, большая полуось орбиты оценивается в 0.421 ± 0.005 а.е.
Четвертая планета HD 143761 d также представляется впервые. Ее минимальная масса – 21.6 ± 2.5 масс Земли, орбитальный период 282.2 ± 3.7 суток, большая полуось орбиты достигает 0.83 ± 0.01 а.е., а температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Орбита планеты d очень близка к круговой.
Поскольку планеты системы rho Северной короны не являются транзитными, наклонения их орбит и истинные массы остаются неизвестными. Авторы моделировали движение планет на протяжении 10 млн. лет в предположении, что орбиты компланарны (лежат в одной плоскости), и считая наклонение равным 90°, 50° и 20°. В первом случае истинные массы планет равны минимальным (измеренным) массам, во втором случае они больше минимальных в 1.3 раза, в третьем случае – в 2.9 раза. В первых двух случаях движение системы оказалось устойчиво, в третьем случае – неустойчиво, это означает, что наклонение орбит в этой системе не может быть слишком маленьким.
Авторы намерены продолжить наблюдения за близкими яркими солнцеподобными звездами, чтобы обнаружить и исследовать системы, похожие на Солнечную. Система rho Северной короны к ним явно не относится.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.06888.pdf
31 июля 2023
Плотный мини-нептун и планета промежуточной массы у яркой звезды HD 212729 (TOI-1052)
К настоящему моменту количество транзитных кандидатов, обнаруженных TESS, превысило 6 тысяч. Однако подтвержденных планет всего 373, поскольку процедура валидации кандидатов и измерения их массы достаточно трудоёмка и занимает много времени. Как правило, эта процедура включает в себя получение снимков окрестностей родительской звезды с высоким угловым разрешением на крупных наземных телескопах, а также несколько десятков измерений ее лучевой скорости. Нередко в процессе измерения массы транзитной экзопланеты исследователи обнаруживают у звезды дополнительные, не транзитные планеты.
24 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная планетной системе HD 212729. TESS обнаружила в ней транзитный мини-нептун, а во время измерения его массы исследователи открыли и вторую планету. Поскольку вторая планета не является транзитной, ее физическая природа пока плохо определена.
HD 212729 – звезда главной последовательности спектрального класса G0 V (по другим сведениям – F9 V), удаленная от нас на 128.7 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.204 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 1.264 ± 0.033 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно на 38% больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 212729 составляет 2.3 ± 1.0 млрд. лет.
На расстоянии 11.51 угловых секунд (~1500 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон на 5.38 звездных величин слабее. Компаньон находится примерно на том же расстоянии, что и HD 212729, так что почти наверняка звезды физически связаны и образуют широкую пару. Эффективная температура компаньона оценивается в 3600 К, это красный карлик.
TESS наблюдала звезду HD 212729 на 1 и 13 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 9.1397 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.87 ± 0.29 радиусов Земли. Чтобы измерить массу этого мини-нептуна, авторы получили 53 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса HD 212729 b оказалась равной 16.9 ± 1.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.9 +1.7/-1.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.091 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.09, ее эффективная температура достигает 1135 К.
HD 212729 b (подписана как TOI-1052 b) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру. Цветные линии демонстрируют модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (состоящих из воды, состоящих 50/50 из воды и горных пород, чисто силикатных, земного состава и состоящих из железа). Для сравнения приведены также Уран и Нептун (показаны треугольниками и подписаны).Относительно высокая средняя плотность HD 212729 b говорит о том, что планета обеднена летучими в сравнении с типичными нептунами. Она может представлять собой гигантский супер-ганимед (планету, состоящую примерно наполовину из горных пород и воды), быть железокаменной суперземлей, окруженной водородно-гелиевой атмосферой массой 2.0 +1.4/-0.8% полной массы планеты, а также чем-то промежуточным.
Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой HD 212729 b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано планетой HD 212729 c с минимальной массой 34.3 +4.1/-3.7 масс Земли и орбитальным периодом 35.8 ± 0.4 суток. Орбита второй планеты также отличается заметным эксцентриситетом – 0.24 ± 0.09. Планеты близки к орбитальному резонансу 4:1 и заметно возмущают орбиты друг друга. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 719 К.
К сожалению, вторая планета не является транзитной, поэтому ее радиус и истинная масса остаются неизвестными. Она может быть как тяжелым нептуном, так и легким газовым гигантом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.11566.pdf
21 июля 2023
У красного карлика GJ 367 обнаружены еще две планеты
Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. Как правило, их радиус не превышает двух радиусов Земли, а средняя плотность соответствует железокаменному составу. Распространенность суперземель с ультракороткими периодами оценивается в 0.51 ± 0.07% у солнцеподобных звезд и в 1.1 ± 0.4% у красных карликов. В отличие от «одиноких» горячих юпитеров, суперземли с ультракоротким периодом часто входят в состав многопланетных систем, поэтому их родительские звезды являются привлекательными целями для поисков дополнительных планет.
19 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух новых планет в системе GJ 367, где ранее уже была обнаружена транзитная суперземля с орбитальным периодом 0.32192 суток (7 часов 44 минуты). Чтобы уточнить массу GJ 367 b, авторы получили 294 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрометра HARPS в дополнение к уже имеющимся 77 измерениям первооткрывателей, доведя их полное количество до 371. Также они изучили фотометрию GJ 367, полученную на 35 и 36 секторах TESS.
В результате параметры GJ 367 b были существенно уточнены. Масса планеты теперь оценивается в 0.633 ± 0.05 масс Земли, радиус – в 0.699 ± 0.024 радиусов Земли, средняя плотность достигает 10.2 ± 1.3 г/куб.см (против 8.1 ± 2.2 г/куб.см у первооткрывателей). Планета почти полностью состоит из железа, на ядро приходится 91 +7/-23% полной массы планеты. Авторы предположили, что GJ 367 b потеряла значительную часть своей мантии в результате колоссальных столкновений, оставивших от нее почти голое ядро.
Планета GJ 367 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения синими треугольниками показаны планеты Солнечной системы Меркурий, Марс, Венера и Земля. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует еще два когерентных колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что их вызывают не транзитные планеты с орбитальными периодами 11.530 ± 0.008 и 34.37 ± 0.07 суток и минимальными (m sin i) массами 4.13 ± 0.36 и 6.03 ± 0.49 масс Земли, соответственно. Большие полуоси орбит внешних планет в статье не приводятся, но по 3-му закону Кеплера их можно оценить в 0.077 и 0.16 а.е. Эксцентриситеты орбит невелики и составляют 0.09 ± 0.07 и 0.14 ± 0.09, соответственно. Температурный режим средней планеты GJ 367 c является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, температурный режим внешней планеты GJ 367 d близок к температурному режиму Земли.
Обе внешние планеты не транзитные, поэтому их радиус остается неизвестным. Возможно, они являются железокаменными суперземлями, но скорее они обогащены летучими элементами (водой или водородом и гелием). Внешняя планета GJ 367 d, скорее всего, является мини-нептуном.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.09181.pdf
20 июля 2023
Экстремально рыхлый газовый гигант WASP-193 b
Если расположить известные транзитные планеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то обнаружится обширная почти пустая область, получившая название «пустыня горячих нептунов». «Пустыня горячих нептунов» охватывает планеты с радиусами от 2 до 10 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3-5 суток. Предполагается, что планеты, попавшие в «пустыню», теряют свои водородные атмосферы и движутся по диаграмме вниз, пока не превратятся в железокаменные «огарки» высокой плотности.
Какой физический процесс очерчивает верхнюю границу пустыни горячих нептунов, пока неясно. Предложена гипотеза, согласно которой очень легкие газовые гиганты подвергаются приливному разрушению в гравитационном поле близкой звезды. Для проверки этой гипотезы нужно изучать рыхлые субсатурны низкой плотности, находящиеся вблизи верхней границы пустыни горячих нептунов.
18 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта WASP-193 b. Планета была обнаружена наземным транзитным обзором WASP-South, в дальнейшем наблюдалась TESS и рядом крупных наземных телескопов, ее массу определили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS.
WASP-193 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 V, удаленная от нас на 377.7 ± 2.2 пк. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.225 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 87 ± 18% больше солнечной. Возраст звезды составляет 4.4 ± 1.9 млрд. лет.
При радиусе 1.46 ± 0.06 радиусов Юпитера масса планеты WASP-193 b достигает только 0.14 ± 0.03 масс Юпитера (44.5 ± 9.5 масс Земли), что приводит к средней плотности 0.059 ± 0.015 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0678 ± 0.0014 а.е. (11.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.24633 суток. Равновесная температура WASP-193 b составляет 1254 ± 31 К.
Планета WASP-193 b (обведена серым кружком и подписана) на плоскости «Масса – Средняя плотность» среди других экзопланет с измеренной плотностью. Цвет планет показывает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер.Благодаря высокой температуре и небольшой массе планеты шкала высот в атмосфере достигает 3008 ± 119 км! Это, а еще яркость родительской звезды делает WASP-193 b исключительно удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. При этом ни одна модель газовых гигантов (в том числе полностью лишенных ядра) не может воспроизвести большой радиус и низкую среднюю плотность WASP-193 b, эта планета выглядит экстремально раздутой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.08350.pdf
17 июля 2023
Два газовых гиганта у красных карликов TOI-4201 и TOI-5344
Еще в первое десятилетие экзопланетных исследований выяснилось, что распространенность планет-гигантов у солнцеподобных звезд быстро растет с увеличением металличности звезды. Эта зависимость явилась сильным доводом в пользу одной из теорий происхождения газовых гигантов, получившей название аккреции на ядро. Согласно этой теории, сначала в протопланетном диске образуется планетный эмбрион из пыли и льдов, который при достижении критической массы около 10 масс Земли начинает очень быстро расти за счет аккреции окружающего газа, формируя газовый гигант. Большое количество тяжелых элементов в диске приводит к образованию большого количества пыли, быстрому росту планетных эмбрионов и эффективному формированию газовых гигантов, тогда как при малом количестве пыли планетные эмбрионы не успевают набрать нужную массу, и газ из диска просто рассеивается.
Зависимость распространенности газовых гигантов от металличности родительских звезд была установлена для звезд FGK классов. Распространяется ли она на красные карлики – звезды с массой менее 0.6 солнечных – долгое время оставалось неясным. Газовые гиганты у красных карликов встречаются редко, особенно у самых легких звезд этого типа, что непринужденно объясняется малой массой протопланетных дисков красных карликов. Как правило, вещества в диске просто не хватает на полновесных газовых гигантов, а те гиганты, что все же иногда образуются, имеют сравнительно малую массу, это скорее «сатурны», чем «супер-юпитеры». Однако нет правил без исключений.
14 и 17 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу три статьи, посвященные измерению массы транзитного газового гиганта TOI-4201 b. Планета была обнаружена TESS на 6 секторе. Сразу три научных коллектива независимо попытались измерить массу кандидата методом лучевых скоростей, наблюдая родительскую звезду на разных спектрографах. Результаты хоть и не совпадают друг с другом, но согласуются в пределах погрешностей.
TOI-4201 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас примерно на 189 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость меньше солнечной в 12-13 раз. Звезда отличается резко повышенным содержанием тяжелых элементов – их больше солнечного в 2, 2.7 и даже в 3.3 раза (здесь оценки разных авторов разошлись). Возраст TOI-4201 пока не известен – одни авторы оценили его в 0.7-2.0 млрд. лет, другие нашли, что он превышает 12.9 млрд. лет, а третьи вообще не пытались определить возраст этой системы.
TOI-4201 b – газовый гигант с орбитальным периодом 3.5819 суток. Массу планеты оценили в 2.57 ± 0.15, 2.59 ± 0.07 и 2.48 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.13 ± 0.02, 1.17 ± 0.04 и 1.22 ± 0.04 радиуса Юпитера, а среднюю плотность – в 2.19 ± 0.13, 2.01 ± 0.23 и 1.82 ± 0.19 г/куб.см, соответственно. Из-за невысокой светимости родительской звезды эффективная температура TOI-4201 b довольно умеренная – согласно представленным работам, она составляет 751 ± 13, 745 ± 14 или 725 ± 20 К. Как можно видеть, параметры планеты у разных авторов более-менее согласуются в пределах погрешностей, что делает ее открытие особенно надежным.
В одной из статей помимо TOI-4201 b измерили массу еще одной планеты у красного карлика – легкого газового гиганта TOI-5344 b. Она также была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.
TOI-5344 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 136.9 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.61 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.59 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 16.3 раза меньше солнечной. Как и TOI-4201, TOI-5344 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды превышает 5 млрд. лет.
При радиусе 0.95 ± 0.02 радиусов Юпитера масса планеты TOI-5344 b составляет 0.41 ± 0.04 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.604 ± 0.063 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.054) на среднем расстоянии 0.0404 ± 0.0008 а.е. и делает один оборот за 3.7926 суток. Ее эффективная температура оценивается в 689 ± 12 К.
Планеты TOI-4201 b и TOI-5344 b (показаны синим цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красным цветом показаны планеты-гиганты красных карликов TOI-3629, TOI-3714 и TOI-519.Высокая металличность новых красных карликов с газовыми гигантами говорит о том, что для звезд малых масс действует та же закономерность, что и для солнцеподобных звезд – чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.06809.pdf
https://arxiv.org/pdf/2307.06880.pdf
https://arxiv.org/pdf/2307.07329.pdf
12 июля 2023
Ослепительные силикатные облака горячего нептуна LTT 9779 b
Горячий нептун LTT 9779 b был представлен в сентябре 2020 года. Планета попадает в середину «пустыни горячих нептунов» – ее масса оценивается в 29.3 ± 0.8 масс Земли, радиус – в 4.7 ± 0.2 радиусов Земли, а орбитальный период составляет всего 19 часов. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 3.9 звездных радиусов и сильно раскалена – ее эффективная температура достигает 1978 ± 19 К.
Высокая температура LTT 9779 b сделала ее привлекательной целью для наблюдений вторичного минимума – небольшого ослабления полного блеска системы при заходе планеты за звезду. В октябре 2020 года появились сразу две работы, посвященные наблюдениям вторичного минимума в системе LTT 9779 с помощью «Спитцера» в лучах с диной волны 3.6 и 4.5 мкм. Также исследователям удалось пронаблюдать фазовую кривую (вращаясь вокруг своей звезды, планета демонстрирует смену фаз подобно фазам Луны). Как выяснилось, теплоперенос на ночную сторону LTT 9779 b не эффективен, и ночное полушарие планеты гораздо прохладнее дневного (его температура ниже 1100 К). Кроме того, яркостные температуры дневного полушария в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм оказались существенно разными – 2305 ± 141 К и 1800 ± 120 К, соответственно. Тогда это объяснили сильным поглощением в полосе угарного газа, расположенной вблизи 4.5 мкм.
10 июля 2023 года в онлайн-версии журнала Astronomy&Astrophisics появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе LTT 9779 с помощью спутника ChEOPS. В отличие от «Спитцера», ChEOPS наблюдал LTT 9779 в оптическом диапазоне. Пронаблюдав десять вторичных минимумов, авторы оценили их среднюю глубину в 115 ± 24 ppm, что соответствует геометрическому альбедо 0.80 +0.10/-0.17, сравнимому с альбедо Венеры. Планета оказалась окутана ослепительно яркими облаками.
Авторы провели моделирование свойств атмосферы LTT 9779 b с учетом не только собственных наблюдений, но и более ранних наблюдений этой системы «Спитцером» и TESS. Они нашли, что металличность атмосферы как минимум в 400 раз превышает солнечную. Обогащенность тяжелыми элементами приводит к конденсации оксидов титана и силикатов (преимущественно силиката магния) с образованием плотных облаков. Это приводит к качественному скачку – если при металличности меньше 200 вычисленное альбедо планеты близко к 0.01, при росте металличности до 400 и 1000 альбедо увеличивается до 0.45 и 0.75, соответственно.
Эмиссионный спектр дневного полушария LTT 9779 b и его сравнение с предсказаниями атмосферных моделей с разным уровнем металличности относительно солнечного. Измерение ChEOPS показано синим цветом, измерения TESS и «Спитцера» – черным цветом. Внизу графика показаны спектральные полосы, в которых велись измерения. С наблюдениями согласуются только модели с металличностью в 400 и 1000 раз больше солнечной.Высокое содержание тяжелых элементов можно объяснить селективным улетучиванием водорода под действием мощного ультрафиолетового излучения близкой звезды и/или частичным переполнением планетой своей полости Роша и истечением протяженной водородной атмосферы (в этом случае нептун LTT 9779 b раньше был легким газовым гигантом, но существенно «облетел», сохранив в своем составе преимущественно тяжелые элементы).
Приливное взаимодействие LTT 9779 b с родительской звездой приводит к постепенному, но неуклонному снижению его орбиты. Примерно через 610 млн. лет планета упадет на родительскую звезду.
Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/07/aa46117-23/aa46117-23.html
8 июля 2023
Измерен радиус суперземли LTT 1445A c
Первая транзитная суперземля у близкого красного карлика LTT 1445A была представлена в 2019 году. Вокруг главного компонента тройной иерархической звездной системы, состоящей из маломассивных красных карликов, вращалась планета с радиусом ~1.35 радиусов Земли и орбитальным периодом 5.36 суток. Массу планеты на тот момент измерить не удалось, получилось только наложить верхний предел 8.4 масс Земли.
Наблюдения за этой интересной системой были продолжены. Через два года тот же научный коллектив представил вторую планету, внутреннюю по отношению к первой. Форма транзитной кривой указывала на то, что транзит второй планеты является скользящим (планета заходила на звездный диск только краем). Это проводило к большим неопределенностям ее радиуса, который оценили в 1.60 +0.67/-0.34 радиусов Земли. Таким образом, суперземля LTT 1445A c выглядела необычно рыхлой для своей небольшой массы и высокой степени нагрева.
7 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям транзита LTT 1445A c на «Хаббле». Космический телескоп полностью разрешил тройную систему LTT 1445 и независимо подтвердил, что планеты вращаются именно вокруг компонента A. Авторы пронаблюдали начало транзита планеты c и пришли к выводу, что, хотя ее прицельный параметр близок к единице (планета проходит вблизи края звездного диска), транзит с достоверностью 97% все-таки не является скользящим. Это позволило измерить радиус внутренней планеты, который оказался равным 1.10 +0.10/-0.07 радиусов Земли.
Также авторы собрали все имеющиеся измерения лучевой скорости LTT 1445A и заново оценили массы обеих транзитных планет. Масса планеты c оказалась равной 1.36 ± 0.19 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 +1.7/-1.5 г/куб.см. Масса планеты b составила 2.74 ± 0.25 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.2 ± 1.3 г/куб.см. Средние плотности обеих планет совместимы с их железокаменным составом.
Планеты LTT 1445A b и LTT 1445A c на плоскости «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных карликов (звезд с массой меньше 0.6 масс Солнца). Точечной, штрихпунктирной и пунктирной линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто каменных планет, планет земного состава и планет, состоящих из железа.LTT 1445A – ближайший к Солнцу красный карлик с транзитными планетами, он удален от нас всего на 6.86 пк. Это делает его прекрасной целью для изучения свойств атмосфер обеих планет методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.02970.pdf
7 июля 2023
Измерены массы 12 транзитных планет у 8 звезд
Транзитный метод позволяет измерять радиусы экзопланет, а метод лучевых скоростей – их минимальные массы. Совместное применение обоих методов к одной планете позволяет определить ее истинную массу и среднюю плотность, а значит – оценить химический состав. Именно поэтому ученые стараются измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.
В настоящее время основной «фабрикой», поставляющей новые планеты научному сообществу, является транзитная миссия TESS. TESS ведет поиск транзитов у сравнительно ярких звезд по всему небу, наблюдая каждый сектор неба по 27.4 суток. Для измерения масс транзитных кандидатов TESS в 2019 году была организована программа TESS-Keck Survey (TKS), в рамках которой измеряются лучевые скорости родительских звезд с помощью спектрографов HIRES и Levy.
30 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась 16-я статья участников программы TKS, посвященная измерению масс 12 планет в 8 системах. Все родительские звезды являются солнцеподобными (от позднего F до раннего K класа). Кроме суперземли HD 25463 c все остальные транзитные планеты попадают в размерный класс мини-нептунов. Помимо измерения масс планет авторы провели стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы).
Таблица 1. Свойства родительских звезд*
*Система HIP 9618 не вошла в таблицу, потому что уже была представлена ранее.
Таблица 2. Свойства планет
Средние плотности планет говорят об их обогащенности летучими элементами. Однако пока не ясно, являются ли эти планеты железокменными ядрами, окутанными водородно-гелиевыми атмосферами с массой 1-5% полной массы планеты, или представляют собой горячие супер-ганимеды (океаниды), включающие в себя значительную долю воды. «Рыхлые» мини-нептуны HIP 9618 b, c, HD 42813 b и TOI-1736 b должны быть окутаны протяженными водородными атмосферами массой 5-10%, иначе их низкую среднюю плотность объяснить невозможно.
Новые планеты (показаны звездами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Большое значение метрики трансмиссионного спектра (TSM) делает планеты HIP 9618 b и HD 25463 b удобными целями для изучения свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04420.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 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1
