29 декабря 2025
В трансмиссионном спектре мини-нептуна TOI-732 c обнаружены метан и два неизвестных поглотителя

JWST продолжает интенсивное изучение мини-нептунов – планет с радиусами от 1.8 до 3 радиусов Земли. Анализ зависимости глубины транзитов планет от длины волны излучения позволяет определить основные параметры их атмосферы и возможные примеси. Этот метод называется трансмиссионной спектроскопией. Однако нередко такие наблюдения оставляют больше вопросов, чем ответов – например, в когда спектре планеты обнаруживаются полосы поглощения, которые могут принадлежать совершенно разным веществам.

Именно такая ситуация сложилась с мини-нептуном TOI-732 c (LTT 3780 c). Планета была представлена в 2020 году. По последним данным, ее масса оценивается в 8.0 ± 0.5 масс Земли, радиус в 2.4 ± 0.1 радиусов Земли, а эффективная температура – в 305 К для альбедо, равного 0.5, и в 353 К для альбедо, равного 0. Невысокая средняя плотность (~3.2 г/куб.см) говорит о наличии протяженной атмосферы.

19 декабря 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям TOI-732 c на JWST. Авторы пронаблюдали три транзита с помощью трех инструментов – NIRISS, NIRSpec и MIRI, что позволило получить составной трансмиссионный спектр планеты в диапазоне 0.9-12 мкм. В спектре обнаружены четкие полосы метана и признаки одного или двух неизвестных поглотителей.

Трансмиссионный спектр мини-нептуна TOI-732 c в диапазоне 0.9-5.2 мкм, полученный инструментами NIRISS (измерения показаны оранжевым цветом) и NIPSpec (измерения показаны красным цветом). Синей линией показана наилучшая модель. Отмечены полосы метана и неизвестного поглотителя, обозначаемого как X).

Сравнение с атмосферными моделями показало, что атмосфера TOI-732 c преимущественно водородно-гелиевая, объемная доля метана составляет около 1%. На наличие аммиака и циановодорода наложены сильные верхние пределы (так, объемная доля аммиака не превышает 7.4·10^-5). Водяной пар, углекислый и угарный газ не обнаружены, но и верхние пределы на их наличие очень мягкие: например, объемная доля водяного пара не может быть больше 2.3%.

Кроме полос метана, в трансмиссионном спектре TOI-732 c обнаружены дополнительные полосы поглощения, которые пока не удалось идентифицировать. Исследователи поискали подходящие вещества в базе спектров HITRAN, однако нашли, что в этом качестве могут выступать 29 различных молекул, среди которых лучше всего подходят изобутилен и пентен. По всей видимости, за дополнительное поглощение отвечают сложные органические вещества, возникшие в результате фотохимического разложения метана – пока неясно, какие именно. Совокупная объемная плотность этих примесей составляет 10^-5–10^-4.

Также в спектре обнаружены признаки наличия облаков или высотной дымки. Дымка расположена на уровне давления 1-10 миллибар, доля атмосферы над терминатором, затянутая облаками, оценивается в 60 ± 10%. Температура воздуха на уровне давления 10 миллибар составляет 310 ± 60 К. К сожалению, текущие оценки температуры пока не позволяют сделать выбор между моделью мини-нептуна с глубокой водородной атмосферой без океана или гикеаном – жидким водным океаном под неплотной водородной атмосферой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2512.15844

 

 

26 декабря 2025
Пять суперземель у четырех красных карликов TOI-5489, TOI-5716, TOI-5728 и TOI-5736

Распространенность небольших планет растет с уменьшением массы родительской звезды, так что большинство планет у красных карликов – это планеты земного типа и суперземли. Из-за небольшой массы красных карликов и малых размеров их дисков обнаруживать такие планеты легче, чем у солнцеподобных звезд. Удобнее изучать и атмосферу планет, если только она сохранилась – бурная активность многих красных карликов и их жесткое излучение способны эффективно «сдувать» не только первичные атмосферы из водорода и гелия, но и вторичные атмосферы из тяжелых газов. Эти соображения (а также попытки получения трансмиссионных и эмиссионных спектров ряда суперземель) вызвали к жизни концепцию «космической береговой линии». «Космическая береговая линия» на диаграмме «Вторая космическая скорость – Совокупная доза жесткого излучения, полученная планетой за время ее существования» разделяет планеты, которым удалось сохранить атмосферу, от планет, которые гарантировано ее лишились.

16 декабря 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации пяти небольших планет у четырех красных карликов TOI-5489, TOI-5716, TOI-5728 и TOI-5736. Все планеты были обнаружены TESS. Они прошли стандартную процедуру статистического подтверждения (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы), однако их массы еще не измерялись. Скорее всего, все они являются железокаменными суперземлями. Вероятность не планетной природы кандидатов не превышает 4.3·10^-3.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца*	Металличность [Fe/H]
TOI-5489	44.72 ± 0.04	0.41 ± 0.02	0.42 ± 0.01	0.025	–
TOI-5716	39.35 ± 0.03	0.19 ± 0.01	0.22 ± 0.01	0.0061	-0.54 ± 0.10
TOI-5728	54.85 ± 0.07	0.36 ± 0.02	0.37 ± 0.01	0.017	-0.12 ± 0.09
TOI-5736	92.42 ± 0.09	0.57 ± 0.02	0.58 ± 0.02	0.074	–

*Светимость оценена по формуле L = (T_star/5772)⁴·(R_star/R_sol)²

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Радиус, радиусов Земли	Эффективная температура, К
TOI-5489 b	3.15222 ± 0.00001	0.032 ± 0.001	1.40 ± 0.05	624
TOI-5489 c	4.92126 ± 0.00001	0.0428 ± 0.0016	1.28 ± 0.05	536
TOI-5716 b	6.76630 ± 0.00001	0.040 ± 0.002	0.96 ± 0.05	400
TOI-5728 b	11.49761 ± 0.00003	0.069 ± 0.002	1.31 ± 0.05	382
TOI-5736 b	0.64899 ± 0.00001	0.0123 ± 0.0005	1.56 ± 0.07	1311

Единственная планета из представленной пятерки, у которой ожидается наличие заметной атмосферы – это TOI-5728 b. Она должна наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой ~1.5 м/с. Вроде бы не слишком мало, но из-за тусклости родительской звезды (+15.83 в видимых лучах) придется использовать спектрографы, установленные на крупнейших телескопах, и накопить большое количество измерений.

Новые планеты (показаны пятиконечными звездами и подписаны) на диаграмме «Вторая космическая скорость – Совокупная доза жесткого излучения, полученная планетой за время ее существования». На левом графике представлены планеты у ранних красных карликов с массами от 0.36 до 0.60 солнечных масс. На правом графике представлены планеты у средних и поздних красных карликов с массами от 0.09 до 0.36 солнечных масс. Цвет планет отражает ожидаемую метрику трансмиссионного спектра TSM. Черной пунктирной линией показана «космическая береговая линия»: в области выше линии планеты лишены атмосферы, в области ниже могут ее сохранить. Если массы планет не были реально измерены, считалось, что их средняя плотность равна средней плотности Земли.

Среди четырех умеренно нагретых планет выделяется TOI-5736 b – суперземля с ультракоротким периодом, вращающаяся на расстоянии всего 4.5 звездных радиусов, чья эффективная температура достигает 1311 К. Близость к звезде облегчит измерение массы этой планеты – амплитуда колебаний лучевой скорости ожидается равной 5.5 м/с. Атмосферы у этой планеты почти наверняка нет, но приливный захват и сильный нагрев дневного полушария благоприятствует наблюдениям вторичного минимума и измерению эмиссионного спектра. Это, в свою очередь, позволит определить температуру дневного полушария и, возможно, оценить минералогический состав.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2512.11971

 

 

20 декабря 2025
В трансмиссионном спектре мини-нептуна LP 791-18 c обнаружены метан и плотная дымка

Мини-нептуны – загадочные объекты, не имеющие аналогов в Солнечной системе. Обычно к мини-нептунам относят планеты с радиусами от 1.8 до 3 радиусов Земли. Их средней плотности могут соответствовать очень разные варианты химического состава. Планеты этого типа отличаются богатым разнообразием как по составу атмосферы, так и по наличию облаков. Часть мини-нептунов демонстрирует выразительные трансмиссионные спектры, что говорит о безоблачных небесах и прозрачной атмосфере, спектры других выглядят плоскими, что означает наличие плотной высотной дымки.

12 декабря 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии мини-нептуна LP 791-18 c (TOI-736 c). Планета была открыта TESS в 2019 году. В 2023 году масса LP 791-18 c была измерена с помощью тайминга транзитов, она оказалась равной 7.1 ± 0.7 масс Земли, что при радиусе 2.44 ± 0.10 радиусов Земли приводит к средней плотности ~2.69 г/куб.см. Планета вращается вокруг тусклого красного карлика спектрального класса M6 V с орбитальным периодом 4.99 суток, ее эффективная температура оценивается в 324 ± 3 К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Авторы пронаблюдали единственный транзит LP 791-18 с, случившийся 17 июня 2023 года, с помощью NIRSpec PRISM на борту JWST. Они получили трансмиссионный спектр планеты (зависимость глубины транзита от длины волны) в диапазоне 0.75-5.2 мкм. В спектре была обнаружена полоса поглощения метана (с достоверностью 4.47 сигма) и рэлеевское рассеяние, вызванное высотной дымкой (с достоверностью 5.36 сигма). Дымка выглядит непрозрачной на коротких волнах, но по мере увеличения длины волны излучения ее прозрачность увеличивается. Углекислого газа и водяного пара не обнаружено, отношение CH₄/CO₂ > 12.

Трансмиссионный спектр LP 791-18 с. Белыми точками с черной обводкой и барами ошибок показаны измерения NIRSpec. Вверху (рисунок a): красной линией показана атмосферная модель, наилучшим образом описывающая данные. В середине (рисунок b): показаны вклады в атмосферное поглощение различных газов, видна полоса поглощения метана вблизи 3.4 мкм. Зависимость поглощения, обусловленного дымкой, от длины волны показана коричневым цветом. Внизу (рисунок c): сравнение трансмиссионного спектра LP 791-18 с со спектром планеты, богатой углекислым газом (показан зеленой линией).

Исследователи сравнили полученный спектр с атмосферными моделями. Они нашли, что LP 791-18 с окутана преимущественно водородной атмосферой, содержание тяжелых элементов в которой в 250-400 раз превышает солнечное значение. При еще большем уровне обогащения тяжелыми элементами в спектре обязательно появилась бы полоса углекислого газа, а ее нет. По всей видимости, атмосфера LP 791-18 с относительно сухая, водяного пара в ней немного. Авторы предполагают, что планета образовалась внутри снеговой линии и захватила мало воды.

Фотохимическое разрушение метана приводит к образованию сложных углеводородов и дымки, состоящей из толинов, подобно дымке из атмосферы Титана. Кроме толинов, дымка может состоять из частичек серы S₈ или серной кислоты, но это маловероятно, поскольку сероводорода в спектре LP 791-18 с не обнаружено.

Чтобы более точно определить состав облаков и оценить размер частиц дымки, необходимо наблюдать планету на более длинных волнах, например, с помощью инструмента MIRI в лучах с длиной волны 5-12 мкм.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2512.10876

 

 

17 декабря 2025
Три транзитные планеты с орбитальными периодами больше 25 суток: NGTS-34 b, TOI-4940 b и NGTS-35 b

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации быстро уменьшается с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Тем больший интерес вызывают относительно удаленные и более прохладные планеты. 9 декабря 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трех транзитных планет с орбитальными периодами свыше 25 суток – нептуна NGTS-34 b, планеты промежуточного размера TOI-4940 b и газового гиганта NGTS-35 b. Все они были открыты TESS, независимо обнаружены наземными транзитными обзорами NGTS и ASTEP, массы планет измерялись методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
NGTS-34	120.3 ± 0.2	F8 V	1.27 ± 0.08	1.37 ± 0.06	2.38 ± 0.11	0.23 ± 0.09	2.7 +1.3/-1.8
TOI-4940	350 +1.5/-0.7	G8 V	1.01 ± 0.05	1.16 ± 0.05	1.12 ± 0.06	0.33 ± 0.05	9.8 ± 3.0
NGTS-35	183.4 ± 0.6	K3 V	0.79 ± 0.04	0.75 ± 0.05	0.25 ± 0.02	0.09 ± 0.11	1.5 +11.3/-1.5

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты	Эксцентриситет	Масса, масс Земли	Радиус, радиусов Земли	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
NGTS-34 b	43.1266 ± 0.0002	0.257 ± 0.018	~0	19.1 ± 4.9	3.65 ± 0.22	2.2 ± 0.7	624 ± 19
TOI-4940 b	25.86781 ± 0.00006	0.165 ± 0.012	~0	41 ± 16 (< 89)	6.61 ± 0.37	< 1.7	643 ± 21
NGTS-35 b	25.24119 ± 0.00002	0.160 ± 0.011	0.19 ± 0.04	152 ± 22	10.90 ± 0.65	0.70 ± 0.18	451 ± 11

Масса планеты TOI-4940 b определена с погрешностью, сравнимой с измеряемой величиной, поэтому авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 89 масс Земли.

Новые планеты на диаграмме «Радиус – Масса» среди других транзитных планет с измеренной массой. NGTS-34 b показан желтым кружком, TOI-4940 b – синим квадратом, NGTS-35 b – малиновым ромбом. Пустой окружностью со сплошной черной обводкой показан Сатурн, окружностью с пунктирной черной обводкой – Нептун. Пунктирной и сплошной прямыми линиями показаны линии равной плотности 1.64 г/куб.см (средняя плотность Нептуна) и 0.69 г/куб.см (средняя плотность Сатурна).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2512.07716

 

 

11 декабря 2025
Обнаружена планета радиусом 2 радиуса Земли у внутреннего края обитаемой зоны красного карлика TOI-7166

Самыми распространенными и при этом наиболее загадочными экзопланетами являются мини-нептуны – планеты с радиусами 1.8-3 радиусов Земли. Особенно интригуют планеты с радиусами около 2 радиусов Земли – их состав и строение до сих пор неизвестны. Они могут быть железокаменными суперземлями, водными мирами (супер-Ганимедами), состоящими наполовину из горных пород и наполовину из воды, а могут быть окутанными протяженными водородно-гелиевыми атмосферами. В Солнечной системе планет с таким радиусом нет, что затрудняет понимание этих объектов.

Чтобы разобраться в физической природе и химическом составе мини-нептунов, необходимо изучать их атмосферы. Особенно удобно изучать атмосферы мини-нептунов, вращающихся вокруг красных карликов. Малые размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубокими и увеличивают значение метрики трансмиссионного спектра (проще говоря, делают спектры более выразительными).

9 декабря 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию мини-нептуна у сравнительно близкого красного карлика LP 577-37 (TOI-7166). Планета прошла валидацию (процедуру статистического подтверждения), она будет прекрасной целью для JWST.

LP 577-37 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 35.23 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.190 ± 0.004 солнечных масс, радиус – в 0.222 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость в 244 раза меньше солнечной. Возраст звезды находится в диапазоне от 30 млн. до 4 млрд. лет.

LP 577-37 попала на 82 сектор TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. Для подтверждения, что оба события принадлежат одной планете, исследователи пронаблюдали еще несколько транзитов на наземных телескопах метрового класса. Из-за тусклости родительской звезды (+15.79 в видимых лучах) массу транзитной планеты не измеряли, но она прошла стандартную процедуру валидации. Вероятность не планетной природы этого объекта оценивается в 0.0018 ± 0.0005 (примерно как 1 к 556).

Радиус планеты TOI-7166 b составляет 2.01 ± 0.05 радиусов Земли. Объект вращается по орбите, неотличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.0619 ± 0.0004 а.е. (~60 звездных радиусов) и делает один оборот за 12.920636 суток. Эффективная температура TOI-7166 b в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону равна 249 ± 5 К, освещенность составляет 1.07 ± 0.09 освещенности на орбите Земли. Планета находится у внутреннего края консервативной обитаемой зоны.

Исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, масса TOI-7166 b может быть равна 5.03 ^+1.54/_-1.04 масс Земли. Она должна вызывать колебания лучевой скорости родительской звезды с амплитудой 4.24 ^+2.11/_-1.12 м/с. Такие колебания могут быть зарегистрированы современными высокоточными спектрографами, установленными на крупных телескопах, например, MAROON-X. Можно надеяться, что в ближайшее время масса TOI-7166 b будет измерена.

Планета TOI-7166 b (подписана) на диаграмме «Освещенность – Температура звезды» (слева) и «Равновесная температура планеты – Метрика трансмиссионного спектра» (справа) среди других транзитных планет у звезд красных карликов. Ярко-зеленым цветом показана консервативная обитаемая зона, бледно-зеленым цветом – оптимистичная обитаемая зона. На левом рисунке цвет планет отражает их равновесную температуру, на правом – эффективную температуру родительской звезды. T-1 означает планеты системы TRAPPIST-1.

Метрика трансмиссионного спектра (TSM) мини-нептуна TOI-7166 b достигает 62 ⁺²¹/_-14 (в зависимости от предполагаемого состава атмосферы). Это делает систему прекрасной целью для JWST, который сможет исследовать атмосферу планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2512.06841

 

 

9 декабря 2025
Уточнены параметры двух планет у Проксимы, существование третьей под вопросом

GJ 551, или Проксима Центавра – ближайшая к Солнцу звезда, поэтому поискам у нее планет были посвящены серьезные усилия. Лучевую скорость Проксимы измеряли на спектрографах HARPS, UVES, ESPRESSO и других на протяжении почти четверти века. Свыше 20 лет ведется и фотометрический мониторинг, позволивший измерить период вращения Проксимы вокруг своей оси (83 дня) и продолжительность магнитного цикла активности, аналогичного солнечному.

В августе 2016 года было объявлено об открытии планеты b с орбитальным периодом 11.186 суток и минимальной массой 1.27 ± 0.19 масс Земли – планеты, попадающей в середину обитаемой зоны. В апреле 2020 года представили вторую планету – мини-нептун c с минимальной массой 5.8 ± 1.9 масс Земли и орбитальным периодом ~1900 суток. Достоверность второго открытия лишь слегка превысила 3 сигма. Наконец, наблюдения на самом точном на сегодняшний день спектрографе ESPRESSO позволил обнаружить и третью (самую внутреннюю) планету с минимальной массой всего 0.26 масс Земли и орбитальным периодом 5.15 суток.

30 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям Проксимы на новом инфракрасном спектрографе NIRPS, установленном на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. Авторы получили 420 измерений лучевой скорости звезды в течение 159 ночей со средней точностью единичного измерения 0.75 м/с. Они объединили свои наблюдения с многочисленными архивными измерениями, полученными ранее на других инструментах.

Сначала исследователи рассмотрели 4-планетную модель с учетом звездной активности, надеясь обнаружить в данных еще хотя бы одну новую планету. Однако четкими и надежными оказались только два RV-сигнала – с периодом 5.15 и 11.186 суток, соответствующие планетам d и b, соответственно. Формальная амплитуда 1900-суточного сигнала, соответствующего планете c, составила 58 ± 28 см/с, таким образом, его достоверность уменьшилась до 2 сигма, что даже меньше, чем у первооткрывателей. В то же время достоверность RV-сигналов, соответствующих двум внутренним планетам, при добавлении новых измерений спектрографа NIRPS только выросла.

С учетом этого, система Проксимы Центавра на сегодняшний момент выглядит так.

Внутренняя планета d с орбитальным периодом 5.1234 ± 0.0004 суток имеет минимальную массу 0.260 ± 0.038 масс Земли. Она вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0288 ± 0.0002 а.е., ее эффективная температура оценивается в 282 ± 23 К (температурный режим близок к температурному режиму Венеры).

У второй планеты b с орбитальным периодом 11.1847 ± 0.0005 суток минимальная масса составила 1.055 ± 0.055 масс Земли. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0485 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура оценивается в 218 ± 18 К (температурный режим – промежуточный между температурными режимами Земли и Марса).

Орбиты обеих планет неотличимы от круговых.

Планеты c, по всей видимости, не существует. Впрочем, категорично исключить ее наличие тоже нельзя. Однако если она и есть, ее масса гораздо меньше, чем приведено у первооткрывателей.

Ось вращения Проксимы наклонена к лучу зрения на 47 ± 7°. Если предположить, что обе планеты вращаются в плоскости экватора звезды (что весьма вероятно), то их массы составят 0.36 ± 0.07 масс Земли (d) и 1.44 ± 0.21 масс Земли (b).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.21751

 

 

5 декабря 2025
У звезды HD 190360 обнаружена третья планета

Метод лучевых скоростей позволяет открывать планеты в широком диапазоне наклонений их орбит. Этим он выгодно отличается от транзитного метода, который требует маловероятной геометрической конфигурации, при которой наклонение орбиты близко к 90° (система наблюдается «с ребра»). Однако в случае многопланетных систем метод лучевых скоростей требует большого количества высокоточных измерений. Часто бывает, что сначала в системе обнаруживают одну планету, наиболее заметную, а затем с ростом количества измерений – и вторую, и третью.

В конце августа 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей планеты у звезды HD 190360. Как и предыдущие две, новая планета была обнаружена методом лучевых скоростей.

HD 190360 – старая солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 16.00 ± 0.01 пк. Ее масса по последним данным оценивается в 0.99 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.20 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на четверть больше солнечной. Звезда уже покидает главную последовательность и начинает эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 8.2 ± 1.4 млрд. лет. HD 190360 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца.

Первая планета у HD 190360 была открыта еще в 2003 году. Ею стал газовый гигант HD 190360 b с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера на эксцентричной орбите с периодом 10.7 лет. Через пару лет у этой звезды обнаружили вторую планету – нептун HD 190360 c с орбитальным периодом 17.1 суток и минимальной массой 18 масс Земли. В 2021 году с помощью астрометрии удалось оценить наклонение орбиты HD 190360 b, которое оказалось равным 80.2 ± 23.2° (соответственно, физическая масса планеты составила 1.8 ± 0.2 масс Юпитера).

Наблюдения за звездой были продолжены. В период с 31 мая 2021 года по 18 ноября 2024 года исследователи получили 93 измерения лучевой скорости HD 190360 с помощью спектрографа NEID. Также авторы воспользовались богатым набором архивных данных, полученных на HIRES (343 измерения) и APF (754 измерения). В итоге они обнаружили еще одно достоверное когерентное колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности.

Планета HD 190360 d – нептун или мини-нептун с минимальной массой 10.2 ± 0.8 масс Земли и орбитальным периодом 88.69 ± 0.05 суток. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.389 ± 0.005 а.е.

Анализ астрометрии, полученной «Гайей», позволил, хоть и грубо, оценить наклонения орбит всех трех планет. Наклонение орбиты гиганта b теперь оценивается в 71 ⁺⁴²/_-17°, планеты c – в 95 ⁺⁴⁶/_-51°, и планеты d – в 88 ± 43°. Если считать всю систему плоской с наклонением, заданным планетой b, то истинные массы планет c и d составят 24.3 ^+3.6/_-2.1 масс Земли и 11.5 ^+1.9/_-1.3 масс Земли, соответственно.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.18169

 

 

1 декабря 2025
TOI-7510: три планеты-гиганта, связанные резонансом Лапласа

Когда орбитальные периоды планет или спутников относятся друг к другу как небольшие целые числа, говорят, что эти тела связаны орбитальными резонансами. В Солнечной системе планет, связанных точным орбитальным резонансом, нет, но среди спутников планет-гигантов такая ситуация не редкость. Самой известной резонансной цепочкой является система галилеевых спутников Юпитера Ио, Европа и Ганимед, объединенных резонансом Лапласа 4:2:1 – за время, необходимое Ганимеду для завершения одного оборота вокруг Юпитера, Европа делает два оборота, а Ио четыре.

Среди многопланетных систем у других звезд встречаются и резонансные, и нерезонансные системы. Обычно членами резонансных цепочек являются небольшие планеты – мини-нептуны и суперземли. Планеты-гиганты попадают в орбитальные резонансы редко. Тем интереснее было обнаружить систему из трех транзитных планет-гигантов, близких к резонансу Лапласа 4:2:1. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.

TOI-7510 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 245.6 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость всего на пару процентов больше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-7510 неуверенно определен в 3.0 ± 2.3 млрд. лет.

TOI-7510 попала на 13, 39, 66 и 93 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитные сигналы трех планет, причем у третьей планеты удалось зафиксировать только два транзита на 39 и 66 секторах, что не позволило сразу определить ее орбитальный период. Чтобы разобраться в строении этой системы, исследователи наблюдали родительскую звезду спутником ChEOPS и наземным автоматическим телескопом ASTEP, расположенным в восточной Антарктиде, а также получили 30 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CORALIE.

На сегодняшний день система выглядит так.

При радиусе 7.31 ± 0.23 радиусов Земли (0.65 ± 0.02 радиусов Юпитера) масса внутренней планеты TOI-7510 b составляет всего 18.1 ± 1.7 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.255 ± 0.026 г/куб.см. Этот раздутый нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.102 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 11.522 ± 0.001 суток. Эффективная температура планеты достигает 878 ± 13 К.

Две внешние планеты являются газовыми гигантами. TOI-7510 c при массе 0.41 ± 0.04 масс Юпитера имеет радиус 0.96 ± 0.03 радиусов Юпитера и среднюю плотность 0.57 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается по круговой орбите на расстоянии 0.160 ± 0.003 а.е., ее эффективная температура равна 702 ± 10 К.

TOI-7510 d при массе 0.60 ± 0.06 масс Юпитера имеет радиус 0.94 ± 0.03 радиусов Юпитера и среднюю плотность 0.89 ± 0.11 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.267 ± 0.005 а.е., ее эффективная температура оценивается в 542 ± 8 К.

Взаимное наклонение орбит между планетами b и c оценивается в 1.4 ^+1.4/_-0.8°, между планетами c и d – 1.0 ± 0.4°, т.е. система достаточно плоская.

Планеты системы TOI-7510 (показаны цветными кружками и подписаны буквами b, c и d) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты-гиганты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер показаны черными буквами U, N, S и J, соответственно.

Планеты системы TOI-7510 близки к резонансу Лапласа, что приводит к заметным вариациям моментов транзитов, амплитуда которых достигает 7 часов.

С 21 апреля по 13 июня 2026 года система будет находиться на 103-104 секторах TESS, это позволит продолжить тайминг транзитов и уточнить массы планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2511.20074

 

 

29 ноября 2025
Измерены наклонения орбит к экватору звезды пяти газовых гигантов TOI-3714 b, TOI-5293 A b, WASP-35 b, TOI-622 b и K2-237 b

Наклон орбиты планеты к экватору звезды (а если точнее, угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды) является важным параметром, отражающим динамическую эволюцию системы. Так, орбита Земли наклонена к солнечному экватору всего на 7°, что говорит об отсутствии в прошлом Солнечной системы сильных возмущений. Однако известны и экзопланеты на сильно наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Считается, что планеты в таких системах прошли этап высокоэксцентричной миграции, когда сначала в результате тех или иных возмущений планета переходит на резко эксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Если планета оказалась на близкой к звезде орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске, ее орбита будет мало наклонена к экватору родительской звезды.

Наклонение орбиты можно измерить с помощью эффекта Росситера – МакЛафлина. Этот эффект заключается в характерном изменении усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Измерение эффекта Росситера – МакЛафлина позволяет непосредственно определить проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ. Если же удается также определить наклон оси вращения звезды к лучу зрения, можно вычислить и полный (трехмерный) угол ψ.

15 и 19 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы две статьи, посвященные измерению наклонения орбиты газовых гигантов TOI-3714 b, TOI-5293 A b, WASP-35 b, TOI-622 b и K2-237 b. Эффект Росситера-Маклафлина во время транзитов планет TOI-3714 b и TOI-5293 A b измеряли с помощью инфракрасного спектрографа MAROON-X, а планет WASP-35 b, TOI-622 b и K2-237 b – с помощью недавно введенного в строй спектрографа PLATOSpec, установленного на 1.52-метровом телескопе E152 в Ла Силья, Чили. Для всех планет, кроме WASP-35 b, удалось определить не только проекцию на небесную сферу наклонения орбиты к оси вращения звезды λ, но и полный угол наклона ψ.

Планета	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	λ, °	ψ, °
TOI-3714 b	2.155	0.70 ± 0.03	1.01± 0.03	21 +14/-11	26 ± 11
TOI-5293 A b	2.930	0.54 ± 0.07	1.06 ± 0.04	-12 +19/-14	24 ± 11
WASP-35 b	3.162	0.72 ± 0.06	1.32 ± 0.03	1 ± 19	–
TOI-622 b	6.403	0.30 ± 0.07	0.82 ± 0.03	-4 ± 12	16 +8/-10
K2-237 b	2.181	1.23 ± 0.04	1.57 ± 0.05	91 ± 7	91 ± 7

Планеты TOI-3714 b и TOI-5293 A b (на них указывают красные стрелки, и они подписаны) на диаграмме «Эффективная температура звезды – Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ». Розовым цветом выделена область планет красных карликов, бледно-синим цветом – область планет у горячих звезд спектрального класса A и F. Серыми кружками показаны планеты на близких к круговым орбитах, синими кружками – планеты на эксцентричных орбитах с e > 0.1.

Из четырех планет с мало наклоненными орбитами выделяется горячий юпитер K2-237 b, находящийся на почти идеально полярной орбите на расстоянии ~5.6 звездных радиусов. Он вращается вокруг горячей F6-звезды, чья температура близка к т.н. разрыву Крафта при 6200 К – более горячие звезды не имеют внешних конвективных оболочек и быстро вращаются. Характерное время скругления орбиты K2-237 b приливными силами оценивается всего в 20 млн. лет. Скорее всего, эта планета оказалась на своей текущей орбите в результате высокоэксцентричной миграции, а остальные планеты – в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.13145
https://arxiv.org/pdf/2508.10145

 

 

25 ноября 2025
Уточнены параметры планет в системе TOI-1422

Двухпланетная система у солнцеподобной звезды TOI-1422 была представлена в июле 2022 года. Она включала транзитный мини-нептун с орбитальным периодом 12.997 суток и не транзитную планету с периодом 29.3 суток и минимальной массой ~11 масс Земли. Кроме того, на кривой блеска родительской звезды обнаружилось единственное транзитное событие, вроде бы не подходящее ни планете b, ни планете c. Стало ясно, что нужны дополнительные наблюдения – как фотометрические, так и спектральные.

18 ноября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная уточнению параметров системы TOI-1422. Авторы нашли, что вторая планета также является транзитной, причем ее орбитальный период заметно больше, чем оценили первооткрыватели. Интересно, что внешняя планета заметно плотнее внутренней – обычно бывает наоборот.

После уточнения система выглядит так:
Мини-нептун TOI-1422 b массой 9.5 ± 2.0 масс Земли (оценка первооткрывателей – 9.0 ± 2.3 масс Земли) и радиусом 3.83 ± 0.11 радиусов Земли (оценка первооткрывателей – 3.96 ± 0.13 радиусов Земли) вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.107 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 12.99894 ± 0.00003 суток. Эффективная температура планеты – 870 ± 14 К (было 867 ± 17 К). Как можно видеть, после уточнения параметры внутренней планеты почти не изменились.

При этом оценки параметров внешней планеты TOI-1422 c изменились значительно. Ее орбитальный период оказался равным 34.5633 ± 0.0002 суток, большая полуось орбиты увеличилась до 0.205 ± 0.005 а.е., масса составила 14 ± 3 масс Земли, а радиус – 2.61 ± 0.14 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 4.3 ^+1.3/_-1.0 г/куб.см. Эффективная температура TOI-1422 c равна 628 ± 10 К.

Эксцентриситеты орбит обеих планет не превышают 0.2.

Планета b была открыта на 16-17 секторах TESS. Позже TOI-1422 попала на 57 и 84 сектора. Новые транзиты планеты b заметно отклонились от предсказанного времени, причем амплитуда отклонения достигала 8 часов. Гравитационным влиянием планеты c такие сильные вариации объяснить нельзя. Авторы предположили, что в системе есть еще одна планета, которая и «раскачивает» орбиту b. Они рассмотрели несколько вариантов архитектуры системы TOI-1422 (планета d находится на самой внутренней орбите, на самой внешней орбите, ее орбита пролегает между орбитами планет b и c). Объяснить наблюдаемые вариации моментов транзитов TOI-1422 b и при этом вписаться в свою ненаблюдаемость методом лучевых скоростей могла бы только планета массой ~2.9 масс Земли с периодом 21.7 суток, чья орбита находится в резонансе 5:3 к TOI-1422 b и 3:2 к TOI-1422 c – другими словами, планеты b, d и c образуют цепочку резонансов 5:3:2. Ожидаемая амплитуда колебаний лучевой скорости родительской звезды, вызванных TOI-1422 d, составила бы 0.57 м/с, что значительно ниже средней погрешности единичного измерения (2.1 м/с). Динамический анализ устойчивости такой системы показал, что система была бы устойчивой. Впрочем, для подтверждения существования планеты d необходимы дополнительные наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2511.11492

 

 

24 ноября 2025
TOI-333 b: новый горячий нептун из «пустыни горячих нептунов»

Если расположить известные экзопланеты на диаграмме «Орбитальный период – Масса» или «Орбитальный период – Радиус», станет заметна область, где планет очень мало. Эта область получила название «пустыня горячих нептунов». Она охватывает планеты с радиусами от 2 до 10 радиусов Земли и периодами короче 4 суток. Атмосферы планет из «пустыни» подвергаются интенсивному фотоиспарению, которое в пределе может приводить к полной утрате водорода и гелия и превращение планеты из нептуна в суперземлю.

19 ноября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из пустыни горячих нептунов TOI-333 b. Объект был обнаружен TESS и подтвержден методом лучевых скоростей.

TOI-333 – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V, удаленная на 347 ± 8 пк. Ее масса оценивается в 1.2 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.10 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на 65% превышает солнечную. Быстрое вращение и линии лития в спектре говорят о молодости звезды – ее возраст не превышает 1 млрд. лет.

TOI-333 попала на 2, 29 и 69 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.78525 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 4.26 ± 0.11 радиусов Земли. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, авторы получили 37 измерений лучевой скорости TOI-333 с помощью спектрографа HARPS и 7 измерений с помощью FEROS. Масса TOI-333 b оказалась равной 20.1 ± 2.4 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.42 ± 0.21 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.049 ± 0.001 а.е. (~9.3 звездных радиусов), его эффективная температура достигает 1445 ± 18 К.

Планета TOI-333 b (показана оранжевой звездой и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» среди других транзитных экзопланет. Бледно-зеленым цветом выделена пустыня горячих нептунов. Голубая пунктирная линия соответствует орбитальному периоду 2 суток – для планет с еще меньшими орбитальными периодами становится существенным истечение атмосферы через внутреннюю точку полости Роша.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-333 b лежит выше линии воды. Это означает, что она окружена водородно-гелиевой атмосферой. Масса атмосферы оценивается в 8.5 ^+10.9/_-8.3% полной массы планеты (в зависимости от принятого состава ядра и доли воды в нем).

Планета TOI-333 b на диаграмме «Масса – Радиус» среди планет из пустыни горячих нептунов и некоторых суперземель. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Метрика трансмиссионного спектра TOI-333 b не такая впечатляющая, как у некоторых других горячих нептунов (например, LTT 9779 b и TOI-824 b), но она достаточно велика, чтобы JWST смог получить ее трансмиссионный спектр. TOI-333 b выделяется среди других планет из пустыни горячих нептунов тем, что ее родительская звезда – наиболее горячая среди всех звезд-хозяек планет этого типа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2511.13832

 

 

22 ноября 2025
Мини-нептун и еще две планеты у яркой звезды HD 85426 (TOI-1774)

Каждый метод поиска экзопланет имеет свои достоинства и ограничения, поэтому максимум информации можно получить, применяя к одной планете несколько разных методов. Так, применение к транзитным планетам метода лучевых скоростей позволяет измерить и радиус планеты, и ее массу, а значит – вычислить среднюю плотность. Нередко в процессе измерения массы транзитной планеты исследователи обнаруживают в системе одну или несколько не транзитных планет.

12 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная 3-планетной системе у звезды HD 85426. Система включает в себя транзитный мини-нептун и еще две планеты, одна из которых пока остается в статусе кандидата. Мини-нептун был обнаружен TESS, остальные планеты открыли методом лучевых скоростей.

HD 85426 (TOI-1774) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 53.76 ± 0.08 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.130 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно на четверть больше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.4 ± 1.1 млрд. лет.

HD 85426 попала на 21 и 48 сектор TESS. Кривая блеска, полученная на 21 секторе, продемонстрировала два транзитных события примерно одной глубины и продолжительности. К сожалению, в ожидаемое время транзита этого кандидата на 48 секторе TESS осуществляла сеанс связи с Землей и фотометрический мониторинг не вела. Чтобы убедиться, что оба транзита были вызваны одной и той же планетой, 4 апреля 2022 года, 13 и 30 января и 21 марта 2023 года авторы наблюдали звезду с помощью спутника ChEOPS. Чтобы измерить массу планеты, они получили 151 измерение лучевой скорости HD 85426 с помощью спектрографа HARPS-N, а затем независимо обработали полученные данные двумя разными алгоритмами.

Масса внутренней планеты HD 85426 b оказалась равной 8.5 ± 1.4 масс Земли, что при радиусе 2.78 ± 0.05 радиусов Земли приводит к средней плотности около 2 г/куб.см. Мини-нептун вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.128 ± 0.002 а.е. (24.3 ± 0.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 16.70988 ± 0.00002 суток, его эффективная температура достигает 824 ± 11 К.

Убрав из данных колебание лучевой скорости, вызванное транзитной планетой, исследователи обнаружили еще два RV-сигнала, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Самым заметным оказалось колебание с периодом 35.73 ± 0.1 суток и амплитудой 2.0 ± 0.3 м/с, соответствующей планете с минимальной массой 10.3 ± 1.6 масс Земли. HD 85426 c вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.213 ± 0.004 а.е. (40.3 ± 0.7 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 640 ± 9 К.

Третья планета HD 85426 d менее достоверна и пока находится в статусе кандидата. Если она реальна, ее орбитальный период составит 89 ± 1 суток, а минимальная масса – 9.5 ± 2.4 масс Земли. Эксцентриситет орбиты плохо определен как 0.15 ^+0.23/_-0.11, эффективная температура оценивается в 472 ± 12 К.

Благодаря яркости родительской звезды транзитный мини-нептун HD 85426 b будет хорошей целью для JWST. А чтобы подтвердить наличие HD 85426 d и уточнить ее параметры, нужны дальнейшие измерения лучевой скорости HD 85426.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2511.08473

 

 

19 ноября 2025
Измерены массы планет в системе TOI-282 (HD 28109)

Трехпланетная система у яркой F-звезды HD 28109 была представлена в мае 2022 года. Она включает три транзитные планеты с орбитальными периодами 22.89, 56.0 и 84.3 суток и радиусами 2.69 ± 0.23, 4.13 ± 0.16 и 3.11 ± 0.15 радиусов Земли, соответственно. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, что приводит к заметным вариациям моментов транзитов, чья амплитуда достигает полутора часов. Первооткрыватели этой системы для оценки масс планет получили 8 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа ESPRESSO и 7 измерений на HARPS, а также попытались определить массы двух внешних планет методом тайминга транзитов. Из-за малого количества RV-измерений массы были получены с большими погрешностями, сравнимыми с измеряемыми величинами.

10 ноября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная дальнейшим наблюдениям за этой системой. Авторы получили 36 дополнительных измерений лучевой скорости на HARPS и 44 измерения на ESPRESSO. Кроме того, авторы проанализировали новые транзиты всех трех планет (HD 28109 расположена недалеко от южного полюса эклиптики и к настоящему моменту попала уже на 37 секторов TESS). В результате удалось существенно уточнить параметры всей системы.

Масса внутреннего мини-нептуна HD 28109 b, полученная методом лучевых скоростей, оказалась равной 6.2 ± 1.6 масс Земли, а методом фотодинамического анализа – 6.7 ^+1.7/_-0.8 масс Земли. Как можно видеть, обе величины согласуются друг с другом в пределах погрешностей. Средняя плотность HD 28109 b составила 1.8 ± 0.7 г/куб.см, эффективная температура – 867 ± 16 К.

Масса нептуна HD 28109 c, полученная методом лучевых скоростей, равна 9.2 ± 2.0 масс Земли, а методом фотодинамического анализа – 10 ⁺¹/_-2 масс Земли, тоже хорошее согласие. Средняя плотность HD 28109 c получилась равной 0.7 ± 0.2 г/куб.см, эффективная температура – 643 ± 12 К.

Массу внешней планеты HD 28109 d методом лучевых скоростей определить не удалось, был получен только верхний предел в 9.7 масс Земли. Но метод фотодинамического анализа не подвел – определенная с его помощью масса HD 28109 d составила 5.8 ± 1.1 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.1 ^+0.3/_-0.2 г/куб.см. Эффективная температура внешней планеты равна 561 ± 11 К.

Орбиты всех трех планет неотличимы от круговых.

Планеты системы HD 28109 (подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чьи массы и радиусы измерены с точностью лучше 30% и 10%, соответственно. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика.

Сравнение с моделями показало, что все три планеты окружены водородно-гелиевыми атмосферами, чья масса варьируется от ~0.3% у планеты b до ~5% у планеты c. Благодаря яркости родительской звезды они будут хорошими целями для JWST, который сможет изучать их атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2511.05147

 

 

17 ноября 2025
Три нептуна у двух оранжевых карликов TOI-1472 и TOI-1648

По данным «Кеплера», большинство экзопланет является мини-нептунами – планетами с радиусами от 1.8 до 3.9 радиусов Земли, поэтому неудивительно, что TESS открывает планеты преимущественно этого типа. 8 ноября 2025 года в онлайн-версии журнала MNRAS вышла статья, посвященная открытию трех планет размерного класса нептунов у двух ранних оранжевых карликов TOI-1472 и TOI-1648. Планеты были обнаружены TESS, прошли стандартную процедуру валидации и были окончательно подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и HIRES. Из-за того, что обе звезды находятся на богато населенных областях созвездия Кассиопея, а угловой поперечник одного пикселя в камерах TESS достигает 20 угловых секунд, транзиты всех трех планет наблюдались также наземными телескопами метрового и двухметрового класса. Это позволило учесть световое загрязнение кривых блеска со стороны близко расположенных звезд заднего фона.

TOI-1472 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V или K0 V, удаленная на 122.0 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.87 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.42 ± 0.01 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раз больше, чем в составе Солнца (по другим данным – в 1.5 раз больше). Возраст TOI-1472 составляет 3.1 ± 0.4 млрд. лет (другая оценка дает 3.1 ^+4.3/_-2.2 млрд. лет).

Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 6.36339 и 15.53817 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 4.06 ± 0.10 и 3.33 ± 0.08 радиусов Земли, соответственно. Чтобы измерить массы планет, исследователи получили 52 измерения лучевой скорости TOI-1472 с помощью спектрографа HARPS, а также воспользовались 22 архивными измерениями, ранее полученными на HIRES.

Масса внутренней планеты TOI-1472 b оказалась равной 18.05 ± 0.85 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.49 ± 0.13 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.064 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.041 ± 0.002, его эффективная температура достигает 891 ± 20 К.

Масса внешней планеты TOI-1472 c оказалась даже выше – 21.1 ± 1.0 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.14 ± 0.27 г/куб.см. Этот экстремально плотный мини-нептун вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.116 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.172 ± 0.002, его эффективная температура равна 662 ± 13 К.

Если TOI-1472 b выглядит достаточно типичным нептуном на краю «пустыни горячих нептунов», то планета TOI-1472 c необычно плотна для своей массы. Возможно, она сформировалась в результате катастрофического столкновения двух планет и потеряла большую часть своей первичной водородно-гелиевой оболочки.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы TOI-1472 и нашли ее устойчивой.

TOI-1648 – оранжевый карлик, удаленный на 69.76 ± 0.065 пк. Его масса оценивается в 0.83 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.81 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.342 ± 0.003 солнечных светимостей. Содержание тяжелых элементов в 1.6 (по другим данным в 1.3) раза превышает солнечное. Возраст TOI-1648 достигает 5.7 ± 0.4 млрд. лет.

У TOI-1648 обнаружена единственная планета с орбитальным периодом 7.33160 ± 0.00002 суток, массой 7.4 ± 1.3 масс Земли и радиусом 2.54 ± 0.14 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.5 ± 0.6 г/куб.см. TOI-1648 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0694 ± 0.0017 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ^+0.07/_-0.05, ее эффективная температура составляет 799 ± 16 К.

Новые планеты (показаны желтыми кружками с красной обводкой и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чьи массы и радиусы известны с точностью лучше 30%. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

TOI-1472 b и TOI-1648 b будут хорошими целями для JWST, который сможет изучать их атмосферы методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. К сожалению, у самой интересной из этой тройки планеты TOI-1472 c метрики и трансмиссионного, и эмиссионного спектра малы, что затруднит ее дальнейшее изучение.

Информация получена: https://academic.oup.com/mnras/advance-article/doi/10.1093/mnras/staf1958/8317175

 

 

10 ноября 2025
У звезды 55 Рака B обнаружены две планеты

Двойная звезда 55 Рака (HD 75732) – одна из наиболее изученных планетных систем. Она включает два компонента: солнцеподобную A и красный карлик B, разделенные угловым расстоянием 84 угловых секунд (~1065 а.е. в проекции на небесную сферу). Система удалена от нас на 12.59 ± 0.01 пк.

Первая планета у 55 Рака A была открыта еще в 1996 году, это был газовый гигант 55 Рака A b с минимальной массой ~0.82 масс Юпитера и орбитальным периодом 14.65 суток. К настоящему моменту у этой звезды известно пять планет: раскаленная транзитная суперземля 55 Рака A e массой ~8 масс Земли и радиусом ~1.9 радиусов Земли, вращающаяся на расстоянии всего 3.5 звездных радиусов, газовый гигант 55 Рака A b – тот самый, открытый в 1996 году, легкий газовый гигант 55 Рака A c минимальной массой 0.19 масс Юпитера и орбитальным периодом 44.39 суток, еще один легкий газовый гигант (а возможно, тяжелый нептун) 55 Рака A f минимальной массой 0.15 масс Юпитера и орбитальным периодом 261 суток, и массивный гигант на широкой орбите 55 Рака A d, чей орбитальный период был определен разными авторами как 5574 ± 94 суток, 4905 ± 30 суток, 4825 ± 39 суток, 5285 ± 5 суток и 4799 ± 12 суток. Такое рассогласование вызвано трудностями аккуратного учета влияния магнитного цикла активности звезды, чей период близок к 4000 суток. Минимальная масса планеты d оценивается в 3.82 ± 0.13 масс Юпитера.

Второй компонент пары – красный карлик 55 Рака B – долгое время не привлекал внимание экзопланетологов. Он расположен достаточно далеко от компонента A, чтобы непосредственно влиять на его планетную систему. С другой стороны, близость яркой A затрудняла поиск планет у B.

14 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям системы 55 Рака с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou. Авторы получили 141 измерение лучевой скорости компонента A и 69 измерений – компонента B. Совокупное количество измерений лучевой скорости компонента A за прошедшие три десятилетия превысило тысячу. Однако для звезды B это первая попытка обнаружить у нее планеты.

55 Рака B (LHS 2063, LTT 12311) – звезда главной последовательности спектрального класса M4.5 V, удаленная на 12.554 ± 0.008 пк. Ее масса оценивается в 0.26 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.274 ± 0.066 солнечных радиусов, светимость примерно в 127 раз меньше светимости Солнца. Как и компонент A, компонент B отличается древним возрастом, превышающим 10 млрд. лет. Период его вращения вокруг своей оси достигает 92 ± 5 суток, собственная активность низка.

Лучевая скорость 55 Рака B демонстрирует два когерентных колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что их вызывают две планеты с орбитальными периодами 6.7994 ± 0.0014 и 33.747 ± 0.035 суток и минимальными массами 3.5 ± 0.8 и 5.3 ± 1.4 масс Земли, соответственно. Обе планеты вращаются по орбитам, неотличимым от круговых, на среднем расстоянии 0.044 ± 0.001 а.е. и 0.130 ± 0.003 а.е. Температурный режим внутренней 55 Рака B b является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 330-370 К для альбедо 0.50-0.25). Температурный режим внешней 55 Рака B c близок к температурному режиму Марса (эффективная температура 190-210 К для альбедо 0.50-0.25).

Система 55 Рака является пятой широкой парой, у каждого из компонентов которой открыты планеты. Остальные – это WASP-94 (A и B), Kepler-132 (A и B), XO-2 (N и S), HD 20781 и HD 20782.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.11523

 

 

6 ноября 2025
Открыта суперземля в обитаемой зоне близкого красного карлика GJ 251

Хотя большинство известных экзопланет открыто транзитным методом, для поиска экзопланет у ближайших звезд больше подходит метод лучевых скоростей. Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, и даже у близких к звезде планет достигает в лучшем случае десятка процентов. Подавляющее большинство планет не проходит по диску своих звезд и остается невидимым для транзитного метода.

24 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению второй планеты у близкого красного карлика GJ 251 (HD 265866). Первая планета у этой звезды была представлена еще в 2020 году, они обе были открыты методом лучевых скоростей. Из-за своей близости к Земле система GJ 251 будет прекрасной целью для инструментов прямого наблюдения следующего поколения, таких как TNT, E-ELT и др.

GJ 251 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 5.58 ± 0.01 пк, это 74-я звезда в списке ближайших. Его масса оценивается в 0.35 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.36 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 65 раз меньше светимости Солнца. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Возраст GJ 251 определен с большими погрешностями – как 6.8 ± 4.7 млрд. лет.

Первооткрыватели планеты GJ 251 b измеряли лучевую скорость родительской звезды с помощью спектрографов CARMENES и SPIRou. Авторы новой работы воспользовались архивными измерениями лучевой скорости, полученными HIRES, а также сами получили 375 измерений за 69 ночей с помощью спектрографа HPF и 92 измерения за 52 ночи с помощью спектрографа NEID. Полное время наблюдений превысило 20 лет.

Собрав и проанализировав все доступные данные, авторы подтвердили наличие планеты GJ 251 b (уточнив ее параметры) и открыли вторую планету GJ 251 c. На сегодняшний день система выглядит так.

GJ 251 b – суперземля с минимальной массой 3.85 ± 0.35 масс Земли и орбитальным периодом 14.237 ± 0.002 суток. Она вращается вокруг своей звезды по орбите, не отличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.081 ± 0.004 а.е., ее эффективная температура составляет 336 ± 1 К (в предположении альбедо, равного 0.1).

GJ 251 c – вторая суперземля почти с той же минимальной массой (3.84 ± 0.75 масс Земли) и орбитальным периодом 53.65 ± 0.05 суток, ее орбита также неотличима от круговой. Планета вращается на расстоянии 0.196 ± 0.014 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Марса (эффективная температура 216 ± 1 К).

Авторы изучили кривые блеска GJ 251, полученные TESS, но никаких признаков транзитов не обнаружили.

Если наклонение орбиты планеты c мало отличается от 90° (она «почти транзитная»), то ее истинная масса будет мало отличаться от минимальной массы, а сама планета может быть потенциально обитаемой. Плотная, но не сверхплотная атмосфера создаст парниковый эффект, достаточный для наличия на поверхности жидкой воды. Однако в случае малого наклонения истинная масса GJ 251 c может быть существенно больше, а сама планета окажется океанидой или мини-нептуном.

Авторы оценили температуру на поверхности GJ 251 c при разных предположениях о ее атмосфере. В случае азотной атмосферы с 285 ppm углекислого газа и давлением 1 бар (земная без кислорода с доиндустриальным содержанием углекислоты) температура составит 151 К, а в случае азотной +5.65% метана, с фотохимической дымкой и давлением 1.5 бар (атмосфера Титана) – 159 К. Эти сценарии учитывают, что океаны полностью покроются льдом, и альбедо планеты достигнет 0.785. Однако уже 10 бар углекислого газа поднимают температуру поверхности до 320 К. Если же вместо углекислоты основным атмосферным газом является водород с примесью метана и водяного пара (модель мини-нептуна), то при давлении 10 бар температура поверхности возрастает до 523 К (+250°С). Авторы рассчитали спектры и «цвет» GJ 251 c для всех четырех моделей.

Спектры и «цвет» планеты GJ 251 c для четырех атмосферных моделей, представленных выше.

При наблюдениях с Земли угловое расстояние между GJ 251 c и ее родительской звездой в квадратурах составит 0.035 угловых секунд. Приняв альбедо планеты равным 0.5, они оценили контраст (отношение блеска планеты и звезды) в 2.4·10^-8 в случае, если радиус планеты равен 1.81 радиусов Земли, и 1.7·10^-8 в случае, если он равен 1.5 радиусов Земли. Эти величины будут доступны (хотя и близки к пределу обнаружения) строящимся наземным телескопам 30-метрового класса. Возможно, в недалеком будущем GJ 251 c станет первой потенциально обитаемой планетой, увиденной на снимке.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.19956

 

 

4 ноября 2025
Система TOI-756: транзитный мини-нептун и эксцентричный гигант

Хотя подавляющее количество (> 75%) звезд Галактики являются красными карликами, большинство планет обнаружено у солнцеподобных звезд. Это вызвано отчасти наблюдательной стратегией (так, в качестве целевых звезд «Кеплера» отбирались преимущественно солнцеподобные звезды), отчасти трудностями в измерении лучевых скоростей тусклых красных карликов. Ситуация начала меняться с вводом в строй высокоточных спектрографов ближнего инфракрасного диапазона, в котором красные карлики гораздо ярче, чем в видимом свете. Одним из таких спектрографов стал Near InfraRed Planet Searcher (NIRPS), установленный на 3.6-метровом телескопе в Ла Силья, Чили (на том же телескопе, где установлен знаменитый HARPS).

17 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная планетной системе TOI-756. Система включает транзитный мини-нептун, обнаруженный TESS, и не транзитный газовый гигант, найденный методом лучевых скоростей в процессе измерения массы транзитной планеты.

TOI-756 (WT 351) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 86.5 ^+1.2/_-0.2 пк. Его масса оценивается в 0.505 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.505 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость – в 0.041 ± 0.004 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-756 определен плохо – как 3.2 ^+5.5/_-2.3 млрд. лет.

TOI-756 входит в состав широкой пары: на расстоянии 11.09 угловых секунд (~955 а.е. в проекции на небесную сферу) располагается звездный компаньон WT 352 спектрального класса M3-M4 с близким собственным движением.

TOI-756 попала на 10-11, 37 и 64 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.23925 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.8 ± 0.1 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 64 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографов NIRPS и HARPS.

В рисунке изменения лучевой скорости звезды доминирует RV-сигнал с периодом 149.40 ± 0.16 суток и амплитудой 273 ± 4 м/с. Вычтя его из данных, авторы смогли зарегистрировать слабый RV-сигнал, наведенный транзитной планетой. Масса TOI-756 b оказалась равной 9.8 ± 1.8 масс Земли, что соответствует средней плотности 2.4 ± 0.5 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0180 ± 0.0002 а.е., его эффективная температура достигает 934 ± 24 К.

Мини-нептун TOI-756 b (показан темно-красным шестиугольником и подписан) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красными точками показаны планеты у красных карликов, серыми точками – планеты у более горячих звезд. Цветными пунктирными и точечными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

TOI-756 b располагается в той области диаграммы «Масса – Радиус», где решения вырождены. Другими словами, одной и той же средней плотности отвечают разные модели химического состава планеты. Так, TOI-756 b может иметь железокаменный состав и быть окруженной первичной водородно-гелиевой атмосферой массой 1% от полной массы планеты, а может состоять на четверть из горных пород и на три четверти из воды. Возможны и все промежуточные варианты.

RV-сигнал с периодом 149.4 суток не сопровождается никакими признаками звездной активности, кроме того, его форма соответствует планете на эксцентричной орбите. Исследователи пришли к выводу, что, помимо транзитной планеты, вокруг TOI-756 вращается газовый гигант с минимальной массой (m sin i) 4.05 ± 0.11 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты TOI-756 c достигает 0.445 ± 0.008, большая полуось – 0.439 ± 0.005 а.е., расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.244 а.е. в перицентре до ~0.634 а.е. в апоцентре, а усредненная по периоду эффективная температура равна 194 ± 5 К.

Помимо колебаний, вызванных обеими планетами, лучевая скорость TOI-756 демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите. Этим телом не может быть звездный компаньон WT 352 – он для этого слишком далеко. Авторы надеются, что параметры неизвестного тела (скорее всего, коричневого карлика) удастся оценить с помощью астрометрии после релиза DR4 «Гайи».

В целом TOI-756 представляется системой очень редкого типа, поскольку массивные газовые гиганты и тем более коричневые карлики редко встречаются у звезд красных карликов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.14927

 

 

2 ноября 2025
Горячая суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика TOI-2345

Между древними звездами толстого диска Галактики и молодыми звездами тонкого диска есть важное различие. Звезды толстого диска обеднены железом, хотя альфа-элементов содержат почти столько же, сколько Солнце. Альфа-элементами называют химические элементы, чьи ядра можно представить состоящими из нескольких альфа-частиц (ядер гелия). Это кислород, магний, кальций, кремний и ряд других. Эти элементы формируют скальные горные породы (силикаты).

По всей видимости, обогащение межзвездной среды альфа-элементами произошло очень рано, на заре эволюции Галактики. Эти элементы выбрасывались в космос при взрывах сверхновых II типа с массами больше 8 солнечных масс. Но с железом ситуация другая. Железо образуется при взрывах сверхновых типа Ia, т.е. при термоядерных взрывах белых карликов. Эти звезды имели прародителей существенно меньшей массы, эволюционируют гораздо медленнее и продолжают обогащать Галактику железом и в настоящее время. Все это приводит к тому, что древние планеты звезд толстого диска должны содержать гораздо меньше железа относительно силикатов, чем планеты Солнечной системы или еще более молодые миры.

15 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у звезды толстого диска TOI-2345. Система интересна тем, что ее планеты находятся по разные стороны зазора Фултона, т.е. одна из них является суперземлей, а вторая – мини-нептуном. Обе планеты открыты TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.

TOI-2345 – средний оранжевый карлик (авторы не приводят точного спектрального класса), удаленный от нас на 81.3 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.73 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.729 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость – в 0.231 ± 0.013 солнечных светимостей. Звезда отличается немного пониженным содержанием тяжелых элементов и плохо определенным возрастом 6.3 ± 4.7 млрд. лет. Кинематически она относится к толстому диску Галактики (с вероятностью 85%), но по химическому составу больше похожа на звезду тонкого диска.

TOI-2345 попала на 3-4 и 30-31 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 1.05286 и 21.0643 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.50 ± 0.05 и 2.45 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации.

Чтобы измерить массы планет, авторы получили 26 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса внутренней планеты TOI-2345 b оказалась равной 3.49 ± 0.85 масс Земли, масса внешней TOI-2345 c – 7.3 ± 2.4 масс Земли, что соответствует средней плотности 5.6 ± 1.5 и 2.7 ± 0.9 г/куб.см, соответственно. Орбиты обеих планет неотличимы от круговых. Внутренняя суперземля вращается на расстоянии всего 5 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1478 ± 20 К. Внешний мини-нептун вращается на расстоянии 37 звездных радиусов, его эффективная температура оценивается в 544 ± 7 К.

Планеты системы TOI-2345 (показаны звездами с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает вероятность их принадлежности толстому диску Галактики, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Средняя плотность горячей суперземли совместима с железокаменным составом, однако возможно и небольшое количество воды (до 7%, если реальная плотность TOI-2345 b окажется ближе к нижней границе бара ошибок). TOI-2345 c лежит на диаграмме вблизи линии воды. По всей видимости, она окружена водородно-гелиевой атмосферой массой около 1% полной массы планеты, ее мантия может содержать 15-45% воды.

Между планетами b и c лежит широкий промежуток, который выглядит пустым. Возможно, там есть небольшие по массе и/или не транзитные планеты, которые еще предстоит обнаружить. Однако, пишут авторы статьи, не исключено, что никаких планет там нет, и система TOI-2345 действительно отличается редким типом строения с широким зазором между соседними планетами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.12783

 

 

31 октября 2025
TOI-283 b: мини-нептун на 17.6-дневной орбите вокруг древней K-звезды

Как известно, распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид – суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами 2-3 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Мини-нептуны с радиусами 2-2.4 радиусов Земли распространены чрезвычайно широко – на сегодняшний момент это самый распространенный тип экзопланет в Галактике. Однако из-за отсутствия мини-нептунов в Солнечной системе у нас под рукой нет прототипа для всестороннего изучения, и их химический состав остается неизвестным.

20 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы мини-нептуна TOI-283 b. Планета интересна тем, что она вращается вокруг древней звезды, принадлежащей толстому диску Галактики.

TOI-283 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 82.43 ± 0.07 пк. Его масса оценивается в 0.80 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.46 ± 0.02 солнечных светимостей. Низкая активность и медленное вращение говорят о древнем возрасте, достигающем 10.4 ± 3.3 млрд. лет.

TOI-283 располагается недалеко от южного полюса эклиптики, в той области неба, где сектора TESS перекрываются. Это обеспечило ей очень долгие ряды наблюдений – она попала в общей сложности на 36 секторов TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 17.617 ± 0.002 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.34 ± 0.09 радиусов Земли. TOI-283 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.123 ± 0.004 а.е., его эффективная температура в предположении нулевого альбедо составляет 661 ± 9 К.

Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 95 измерений лучевой скорости звезды с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO, из которых отобрали 84 наиболее качественных. Масса TOI-283 b оказалась равной 6.5 ± 2.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.8 ± 0.9 г/куб.см. Такую среднюю плотность могут обеспечить разные модели химического состава планеты от железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой, до водного мира. К сожалению, метрика трансмиссионного спектра TOI-283 b оценивается всего в 35, что гораздо ниже рекомендованного порога для наблюдений на JWST (TSM = 90), так что для определения состава атмосферы этой планеты, возможно, придется подождать научных инструментов следующего поколения.

Планета TOI-283 b (показана красной звездой с барами ошибок и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Желтыми точками показаны планеты у оранжевых карликов с температурой фотосферы от 4000 до 5300 К. Для сравнения также приведены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, точечной лиловой линией показана модель железокаменной планеты с водородно-гелиевой атмосферой массой 0.1% массы планеты при температуре 700 К, а синей штрихпунктирной линией – аналогичная модель, но с водяной мантией.

Помимо слабых колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость TOI-283 демонстрирует еще одно заметное колебание с периодом 1350 ⁺⁴⁸⁹/_-176 суток (оно еще не завершилось, отсюда такая низкая точность). Если этот RV-сигнал вызван планетой, то ее минимальная масса была бы равна ~0.44 масс Юпитера. Однако авторы склоняются к мнению, что в данном случае мы видим одно из проявлений звездной активности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.15084

 

 

30 октября 2025
В системе NGTS-11 (TOI-1847) обнаружена вторая транзитная планета

Если горячие юпитеры, как правило, одиноки, то более удаленные газовые гиганты нередко сопровождает свита из дополнительных планет. Обычно эти планеты меньше по размеру и расположены ближе к своей звезде, но это правило не жесткое. Считается, что такие системы не проходили этап высокоэксцентричной миграции, а сформировались благодаря спокойной миграции в невозмущенном протопланетном диске, орбиты планет в таких системах близки к круговым.

17 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию второй планеты у звезды NGTS-11. Первая планета в этой системе – легкий газовый гигант NGTS-11 b – была представлена в мае 2020 года. Планету обнаружили по единственному транзитному событию на кривой блеска родительской звезды, полученной на 3 секторе TESS. Глубина транзита (около 1%) позволяла регистрировать его небольшими наземными телескопами, так что к фотометрическим наблюдениям присоединился наземный транзитный обзор NGTS. Параллельно исследователи измеряли лучевую скорость родительской звезды с помощью спектрографов HARPS и FEROS. Это позволило определить орбитальный период транзитного гиганта – 35.456 суток, и оценить его массу – 0.37 ± 0.14 масс Юпитера.

Дальнейшие наблюдения TESS привели к обнаружению второго транзитного кандидата с периодом 12.773 суток и существенно меньшей глубиной, соответствующей планете размерного класса нептунов. Также авторы получили 20 измерений лучевой скорости NGTS-11 на FEROS и 21 измерение на HARPS (оценка массы планеты b в 2020 году была сделана всего по 15 измерениям лучевой скорости). Получение новых данных позволило существенно уточнить параметры системы.

При радиусе 0.429 ± 0.009 радиусов Юпитера (4.8 ± 0.1 радиусов Земли) масса внутренней планеты NGTS-11 c оценивается в 20 ⁺⁶/_-4 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.04 ± 0.26 г/куб.см. Планета вращается на среднем расстоянии 0.099 ± 0.003 а.е., ее орбита неотличима от круговой. Эффективная температура NGTS-11 c (в предположении альбедо, равного 0.5) составляет 594 ± 13 К.

После учета влияния планеты c изменилась и масса планеты b – она «уменьшилась» до 0.189 ± 0.026 масс Юпитера или 60 ± 8 масс Земли. Радиус NGTS-11 b теперь считается равным 0.81 ± 0.02 радиусов Юпитера, ему соответствует средняя плотность 0.423 ± 0.065 г/куб.см. Эксцентриситет орбиты внешней планеты упал практически до нуля – ее орбита также неотличима от круговой. Все это говорит о невозмущенности системы NGTS-11 и ее формировании путем спокойной миграции в протопланетном диске.

Планеты системы NGTS-11 (показаны темно-красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Оранжевыми треугольниками показаны планеты с орбитальными периодами 10-200 суток. Темно-синими кружками для сравнения приведены планеты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер.

Лучевая скорость NGTS-11 демонстрирует дополнительный линейный и параболический дрейф, который авторы отмечают, но никак не комментируют. Возможно, это говорит о наличии в системе еще одной планеты на широкой орбите, а может, мы наблюдаем проявление звездной активности (магнитного цикла наподобие 11-летнего солнечного цикла). Для выяснения природы дополнительного дрейфа нужны дополнительные наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.14083

 

 

28 октября 2025
Шесть газовых гигантов у красных карликов TOI-3288A, TOI-4666, TOI-5007, TOI-5292A, TOI-5916 и TOI-6158

Как известно, распространенность газовых гигантов уменьшается с уменьшением массы родительской звезды. Если у солнцеподобных (FGK) звезд частота встречаемости газовых гигантов с периодами меньше 10 суток (т.е. горячих юпитеров) составляет 0.5-1%, то у красных карликов она падает до 0.067 ± 0.047%, 0.139 ± 0.069% и 0.032 ± 0.032% для звезд массой 0.54, 0.35 и 0.18 солнечных масс, соответственно. К настоящему времени, несмотря на широчайшую распространенность красных карликов и благоприятные условия обнаружения газовых гигантов, известно только 6 газовых гигантов с периодами меньше 10 суток у звезд с массами меньше 0.4 масс Солнца.

14 и 15 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появились сразу три статьи, посвященные обнаружению короткопериодических планет-гигантов у красных карликов. Три планеты были открыты независимо двумя научными коллективами, остальные три представлены только в одной из работ. Все новые планеты обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.

Свойства родительских звезд и новых планет представлены в таблицах 1 и 2. Параметры, заметно различающиеся в разных работах, приведены через косую черту.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TOI-3288A	200.5 ± 1.6 / 201.3 ± 1.0	M0 V / K9 V	0.643 ± 0.014	0.67 ± 0.02	0.112 ± 0.011 / 0.110 ± 0.003	0.65 ± 0.12 / 0.27 ± 0.13	5 ± 2
TOI-4666	154.75 ± 0.54 / 154.1 ± 0.4	M2 V	0.58 ± 0.01	0.59 ± 0.02	0.064 ± 0.007 / 0.060 ± 0.003	0.79 ± 0.14 / 0.19 ± 0.12	3 +3/-2
TOI-5007	203.4 ± 1.2	M1 V	0.632 ± 0.013	0.66 ± 0.02	0.080 ± 0.008	0.43 ± 0.12	4 ± 2
TOI-5292A	337 ± 8	M0 V	0.596 ± 0.013	0.61 ± 0.02	0.079 ± 0.008	0.33 ± 0.14	5 ± 2
TOI-5916	199.7 ± 3.4 / 196.0 ± 1.6	M2 V	0.48 ± 0.01 / 0.518 ± 0.023	0.48 ± 0.015 / 0.487 ± 0.013	0.035 ± 0.004	0.09 ± 0.14 / 0.04 ± 0.16	5 ± 2
TOI-6158	182 ± 2	M2 V	0.503 ± 0.023	0.476 ± 0.013	0.0308 ± 0.001	0.11 ± 0.16	–

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TOI-3288A b	1.43386	0.0229 ± 0.0009	0.02 +0.03/-0.02 / 0	1.69 ± 0.11 / 2.11 ± 0.08	1.09 ± 0.03 / 1.00 ± 0.03	1.60 ± 0.23 / 2.6 ± 0.3	973 ± 24 / 1059 ± 20
TOI-4666 b	2.90892	0.0340 ± 0.0011	0.02 +0.03/-0.02 / 0	0.49 ± 0.07 / 0.70 ± 0.06	1.12 ± 0.04 / 1.11 ± 0.04	0.43 ± 0.08 / 0.62 ± 0.09	695 ± 15 / 713 ± 14
TOI-5007 b	2.54337	0.0300 ± 0.0013	0.10 ± 0.04	0.684 ± 0.05	0.99 ± 0.03	0.87 ± 0.13	782 ± 21
TOI-5292A b	2.02191	0.0279 ± 0.0013	0.03 ± 0.02	1.30 ± 0.08	1.13 ± 0.04	1.12 ± 0.16	809 ± 22
TOI-5916 b	2.36713	0.026 ± 0.003	0.09 +0.11/-0.06 / 0.05 ± 0.05	0.71 +0.24/-0.11 / 0.69 ± 0.09	1.01 ± 0.03 / 1.05 ± 0.05	0.86 +0.31/-0.18 / 0.73 ± 0.14	683 +43/-29 / 716 ± 15
TOI-6158 b	3.04469	0.0328 ± 0.0004	0.06 +0.07/-0.04	0.425 ± 0.06	0.93 +0.24/-0.10	0.66 +0.41/-0.23	636 ± 13

Планеты TOI-3288A, TOI-4666, TOI-5007, TOI-5292A и TOI-5916 (показаны различными оттенками синего и лилового цвета) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Голубыми точками с синей обводкой и барами ошибок показаны планеты у красных карликов с орбитальными периодами меньше 7 суток. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности, соответствующие средней плотности Сатурна и Юпитера.

Две планеты – TOI-3288A b и TOI-5292A b – вращаются вокруг звезд, входящих в состав широких пар, остальные – вокруг одиночных звезд. Орбиты почти всех новых планет неотличимы от круговых, за исключением TOI-5007 b, орбита которой отличается небольшим, но заметным эксцентриситетом. Транзит TOI-6158 b является скользящим, это приводит к большим погрешностям в определении радиуса. Все планеты нагреты умеренно и не раздуты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.11528
https://arxiv.org/pdf/2510.11703
https://arxiv.org/pdf/2510.11798

 

 

20 октября 2025
Четырехпланетная система HD 191785 (TOI-5789)

Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.8 до 3.9 радиусов Земли. Планеты этого типа широко распространены – так, частота встречаемости мини-нептунов с орбитальными периодами короче 100 суток у FGK звезд достигает 40%. Однако их химический состав до сих пор неясен: одной и той же средней плотности планет отвечает несколько очень разных вариантов химического состава. Чтобы понять, какая из моделей ближе к истине, необходимо изучать атмосферы этих планет. Возможно, мини-нептуны не представляют собой однородную группу объектов.

14 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы мини-нептуна у оранжевого карлика HD 191785. Измеряя массу транзитной планеты методом лучевых скоростей, исследователи обнаружили в этой системе еще три не транзитные планеты. Яркость родительской звезды делает эту систему прекрасной целью для изучения свойств атмосферы мини-нептуна методами трансмиссионной спектроскопии.

HD 191785 (HIP 99452, TOI-5789) – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 20.44 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.82 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.833 ± 0.023 солнечных радиусов, светимость – в 0.47 ± 0.02 солнечных светимостей. Звезда отличается древним возрастом в 9.4 ^+2.0/_-3.5 млрд. лет, скорее всего, она является частью толстого диска Галактики.

HD 191785 попала на 54 и 81 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 12.93 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.86 ± 0.18 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массу транзитной планеты, авторы получили 143 измерения лучевой скорости HD 191785 на спектрографе HARPS-N, а также воспользовались 79-ю архивными измерениями спектрографа HIRES. Масса HD 191785 c оказалась равной 5.0 ± 0.5 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.16 ± 0.23 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.067) на среднем расстоянии 0.1009 ± 0.0013 а.е., ее эффективная температура оценивается в 718 ± 15 К.

Мини-нептун HD 191785 c (показан голубым квадратом с черной обводкой и подписан как TOI-5789 c) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, шкала расположена у левого края графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, причем сиреневыми – модели планет с водородными атмосферами массой 1% и 2% полной массы планеты. Для сравнения серыми кружками с первыми буквами названия приведены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, исследователи обнаружили на периодограмме еще три колебания лучевой скорости звезды, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что вокруг HD 191785 вращаются еще три не транзитные планеты.

HD 191785 b – горячая планета земного типа с минимальной массой 2.1 ± 0.3 масс Земли и орбитальным периодом 2.764 ± 0.001 суток. Находится на круговой орбите на расстоянии 0.0361 ± 0.0005 а.е. от звезды, эффективная температура достигает 1201 ± 26 К. Интересно, что планета b не проходит по диску своей звезды, хотя располагается ближе к ней, чем транзитная c. Это говорит о заметном взаимном наклонении орбит этих двух планет.

У HD 191785 d минимальная масса оценивается в 4.3 ± 0.7 масс Земли, орбитальный период – в 29.65 ± 0.12 суток. Пока неясно, является ли эта планета суперземлей или мини-нептуном. Она вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.096) на среднем расстоянии 0.176 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура равна 545 ± 10 К.

Наконец, минимальная масса HD 191785 e достигает 11.6 ± 1.0 масс Земли – перед нами мини-нептун или нептун. Орбитальный период внешней планеты составляет 62.98 ± 0.22 суток, большая полуось орбиты – 0.290 ± 0.004 а.е., эксцентриситет не превышает 0.071. Эффективная температура планеты e оценивается в 424 ± 8 К – тепловой режим HD 191785 e близок к тепловому режиму Меркурия.

Архитектура известных 4-планетных систем. Система HD 191785 (обозначена как TOI-5789) выделена жирным шрифтом. Серыми кружками показаны транзитные планеты, пустыми кружками – не транзитные. Цвет отражает металличность родительских звезд.

Мини-нептун HD 191785 c будет прекрасной целью для JWST: его метрика трансмиссионного спектра (TSM = 430 ⁺⁹²/_-78) превышает аналогичную величину почти для всех планет с радиусом меньше 4 радиусов Земли. Так что в недалеком будущем можно ожидать получение красивых и выразительных трансмиссионных спектров этой планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.11490

 

 

16 октября 2025
Уточнены параметры планет в системе K2-19, открыта четвертая планета

Планетная система у звезды K2-19 была представлена в 2015 году. Сначала «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 обнаружил две транзитные планеты размерного класса нептунов, связанные орбитальным резонансом 3:2, через год нашли третью планету – транзитную суперземлю с коротким орбитальным периодом. За прошедшие годы было предпринято несколько попыток определить массы планет в этой системе – и TTV методом, и методом лучевых скоростей, и с помощью фотодинамического анализа, однако результаты, полученные разными авторами, существенно различались. Дело осложняется тем, что K2-19 относительно молода и активна, но притом довольно тускла, что затрудняет применение метода лучевых скоростей.

3 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная анализу всех накопленных данных о системе K2-19. Авторы проанализировали не только кривые блеска, полученные «Кеплером», но и фотометрию, полученную «Спитцером», TESS, ChEOPS и рядом наземных телескопов метрового класса. Долгие ряды наблюдений, охватывающие период свыше 10 лет, позволили существенно уточнить параметры уже известных планет и найти четвертую транзитную планету, внешнюю по отношению к уже известным.

На сегодняшний день система K2-19 выглядит так.
Родительская звезда спектрального класса G9 V удалена от нас на 296.9 ± 1.7 пк. Ее масса оценивается в 0.892 ± 0.034 солнечных масс, радиус – в 0.824 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. По скорости вращения вокруг своей оси и уровню активности ученые оценили возраст – он оказался равным 1.70 ± 0.25 млрд. лет.

Внутренняя планета K2-19 d радиусом 1.044 ± 0.064 радиусов Земли с орбитальным периодом 2.508 суток вращается на среднем расстоянии 0.0348 ± 0.0004 а.е. (9.07 звездных радиусов). Эксцентриситет орбиты не превышает 0.44, масса не превышает 6.2 масс Земли. Эффективная температура планеты d достигает 1258 ± 31 К. По всей видимости, она лишена атмосферы и представляет собой горячий аналог Меркурия.

Вторая планета – субсатурн K2-19 b с орбитальным периодом 7.923 суток. При радиусе 6.59 ± 0.22 радиусов Земли ее масса достигает 30.8 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.59 ± 0.05 г/куб.см. По своим параметрам этот объект относится к редкому промежуточному типу между нептунами и газовыми гигантами. Его орбита близка к круговой – эксцентриситет равен 0.043 ± 0.024, большая полуось орбиты – 0.0749 ± 0.0009 а.е. Эффективная температура K2-19 b составляет 857 ± 21 К.

Третья планета – нептун K2-19 c с орбитальным периодом 11.898 суток. Масса планеты оценивается в 11.12 ± 0.44 масс Земли, радиус – в 3.88 ± 0.14 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 1.05 ± 0.10 г/куб.см. K2-19 c вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0982 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.067 ± 0.017, ее эффективная температура оценивается в 749 ± 19 К.

Планеты b и c находятся в орбитальном резонансе 3:2, что приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых для планеты c достигает 5 часов.

Наконец, четвертая планета, которую авторы осторожно называют кандидатом, представляется впервые. Ее радиус равен 1.22 ± 0.15 радиусов Земли, орбитальный период – 19.972 ± 0.005 суток, масса не превышает 2 масс Земли. Эффективная температура K2-19 e составляет 630 ± 16 К. Таким образом, все четыре планеты системы K2-19 оказываются горячее Меркурия.

Планеты системы K2-19 (подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Суперземли K2-19 d и K2-19 e, чьи массы неизвестны, показаны стрелками, основание которых соответствует верхнему пределу на массу. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Черная пунктирная линия показывает аппроксимацию эмпирического соотношения масса-радиус для мини-нептунов и нептунов из работы L.Parc et al., 2024.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.01985

 

 

13 октября 2025
TOI-4507 b: раздутый субсатурн на полярной 105-дневной орбите

Среди удивительного разнообразия экзопланет встречаются рыхлые «воздушные» планеты с радиусами как у газовых гигантов, но с массами нептунов. По-английски их называют «super-puff». Средние плотности планет такого типа не превышают 0.3 г/куб.см. Возможно, часть «воздушных» планет являются обычными нептунами, окруженными широкими непрозрачными кольцами, а возможно, эти планеты смогли при небольшой массе ядра аккрецировать из протопланетного диска большое количество водорода и гелия. Тут еще много неясного.

2 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию «воздушной» планеты у молодой F-звезды HD 269434 (TOI-4507). Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, на ее массу был наложен жесткий верхний предел. Исследователям не удалось измерить массу планеты, но удалось оценить наклонение ее орбиты к оси вращения звезды. Орбита оказалась полярной!

HD 269434 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 или G0 (разные авторы имеют на этот счет разные мнения). Она удалена от нас на 177.3 ± 0.3 пк. Масса звезды оценивается в 1.11 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.04 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость на 41 ± 5% превышает светимость Солнца. HD 269434 быстро вращается и демонстрирует другие признаки молодости, ее возраст составляет 0.7 ^+0.8/_-0.5 млрд. лет.

HD 269434 находится недалеко от южного полюса эклиптики, там, где сектора TESS перекрываются. Она попала на 2, 3, 5-13, 27-30, 32-39, 61-69 и 87-89 сектора. Долгие ряды наблюдений позволили зафиксировать транзитный сигнал с периодом 104.61595 ± 0.00004 суток и глубиной 6100 ppm, соответствующей планете с радиусом 8.22 ± 0.08 радиусов Земли (0.734 ± 0.007 радиусов Юпитера).

Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 31 измерение лучевой скорости HD 269434 вне транзита и 20 измерений во время транзита на HARPS, 11 измерений вне транзита на FEROS и 10 – на CORALIE. Однако им удалось наложить только верхний предел в 30 масс Земли (с достоверностью 2 сигма). Это означает, что средняя плотность HD 269434 b не превышает 0.3 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.449 ± 0.003 а.е., ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Продуктивней оказалось измерение лучевой скорости HD 269434 во время транзита планеты. Удалось измерить эффект Росситера-МакЛафлина и определить проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты HD 269434 b и осью вращения звезды λ, которая составила -49 ⁺⁵¹/_-28°. При этом мы видим звезду примерно со стороны полюса: угол между осью ее вращения и лучом зрения составляет всего 14.1 ^+12.7/_-4.2°. Все это позволило определить трехмерный (пространственный) угол наклона орбиты ψ – он равен 82.0 ± 2.6°. Другими словами, «воздушный» субсатурн HD 269434 b находится на полярной орбите!

Это самый долгопериодичный субсатурн на полярной орбите, известный к настоящему моменту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.00102

 

 

10 октября 2025
Мини-нептун у внутреннего края обитаемой зоны оранжевого карлика TOI-2093

Основной «фабрикой» по открытию новых экзопланет является сейчас транзитная миссия TESS. Спутник наблюдает участок неба размерами 96 х 24°, называемый сектором, в течение 27.4 суток, а затем переключается на соседний сектор. Вблизи полюсов эклиптики сектора перекрываются, и звезды в этой области неба TESS может почти непрерывно наблюдать долгое время (вплоть до 351 дня). Долгие ряды наблюдений позволяют открывать транзитные планеты, чьи орбитальные периоды значительно превышают продолжительность одного сектора в 27.4 суток.

2 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна у позднего оранжевого карлика TOI-2093. Планета находится недалеко от внутреннего края обитаемой зоны. Также в этой системе была обнаружена и другая, не транзитная, планета – по всей видимости, мини-нептун или нептун.

TOI-2093 – звезда главной последовательности спектрального класса K5 V, удаленная от нас на 82.62 ± 0.08 пк. Ее масса оценивается в 0.745 ± 0.034 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 18.4 ± 0.3% от солнечной светимости. Звезда отличается слегка пониженным содержанием тяжелых элементов и зрелым возрастом ~6.6 млрд. лет.

TOI-2093 совокупно наблюдалась на 32-х секторах TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 53.8115 ± 0.0002 суток и глубиной 841 ± 61 ppm, соответствующей планете радиусом 2.30 ± 0.12 радиусов Земли. Планета прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить ее массу, исследователи получили 86 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CARMENES со средней погрешностью единичного измерения 3.5 м/с.

Масса мини-нептуна TOI-2093 c оказалась равной 15.8 ± 3.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 7 ± 2 г/куб.см – это один из самых плотных мини-нептунов, известных на данный момент. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.26 ± 0.02 а.е., ее эффективная температура (в предположении альбедо, равного 0.3) составляет 329 ± 13 К. Качество спектроскопических данных не позволяет точно определить эксцентриситет орбиты – круговая орбита и орбита с эксцентриситетом 0.23 ± 0.10 оказываются примерно равновероятными.

Планета TOI-2093 c (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.

Измеряя массу транзитной планеты, авторы обнаружили в данных еще одно колебание лучевой скорости с периодом 12.84 ± 0.02 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что это колебание вызвано не транзитной планетой TOI-2093 b с минимальной массой 10.6 ± 2.5 масс Земли. Планета располагается ближе к своей звезде, поэтому получила букву b в своем названии. Большая полуось орбиты TOI-2093 b оценивается в 0.097 ± 0.002 а.е., эффективная температура достигает 535 ± 17 К.

Планеты близки к орбитальному резонансу 4:1, однако не находятся в нем. Анализ динамической устойчивости системы показал, что наклонение орбиты внутренней планеты не может быть меньше 50°. Скорее всего, планета TOI-2093 b является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от минимальной массы.

Для своих размеров TOI-2093 c необычно плотна. Если ее масса измерена верно, то планета должна иметь преимущественно железокаменный состав с водной оболочкой массой ~30% полной массы планеты. Однако стоит заметить, что измерения лучевой скорости звезды ложатся на фазовую кривую планеты не слишком хорошо. Возможно, в этой системе есть дополнительные планеты, которые вносят свой вклад в рисунок лучевой скорости TOI-2093 и создают впечатление большой массы планеты c. Чтобы разобраться в этом, необходимы дополнительные наблюдения системы TOI-2093 на спектрографах, более точных, чем CARMENES.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2510.00299

 

 

7 октября 2025
Три газовых гиганта у субгиганта TOI-375

Распространенность газовых гигантов растет с ростом массы звезды, так что большинство горячих юпитеров открыто у звезд F и раннего G класса. Подавляющее большинство горячих юпитеров «одиноки» – это означает, что в системах с горячими юпитерами нет других планет. Однако из этого правила есть исключения. Если горячий юпитер оказался на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске, у него могут быть компаньоны как малой, так и большой массы.

1 октября 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию трех планет у проэволюционировавшей звезды промежуточной массы TOI-375. Внутренняя планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, внешние планеты открыли в процессе измерения массы внутренней.

TOI-375 – оранжевый субгигант спектрального класса K0, удаленный от нас на 403.6 ± 2.0 пк. Его масса оценивается в 1.44 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 2.90 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость в 5.75 ± 0.28 раз превышает светимость Солнца. Звезда уже сошла с главной последовательности и быстро эволюционирует в сторону превращения в красный гигант. Возраст звезды составляет 2.94 ± 0.60 млрд. лет.

TOI-375 попала на 13, 27-28, 39, 66-68 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 9.45469 ± 0.00002 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 0.96 ± 0.04 радиусов Юпитера. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 66 измерений лучевой скорости TOI-375 на спектрографах FEROS и CHIRON.

Масса TOI-375 b оказалась равной 0.745 ± 0.053 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 1.12 ± 0.18 г/куб.см. Гигант вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.099 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.04, его эффективная температура достигает 1373 ± 47 К. Для такой степени нагрева планета выглядит довольно компактной, по всей видимости, она содержит крупное ядро из тяжелых элементов. По оценкам авторов исследования, она в 10.0 ^+2.0/_-2.7 раз обогащена тяжелыми элементами относительно своей звезды.

Кроме колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще два колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что они вызваны двумя планетами-гигантами TOI-375 c и TOI-375 d.

Минимальная масса TOI-375 c достигает 2.11 ± 0.22 масс Юпитера, орбитальный период равен 115.5 ± 2 суток. Орбита неотличима от круговой. Планета находится на среднем расстоянии 0.524 ± 0.011 а.е. от звезды, ее эффективная температура равна 596 ± 21 К.

Минимальная масса TOI-375 d составляет 1.4 ± 0.3 масс Юпитера, орбитальный период оценивается в 298 ± 29 суток. Эта планета также вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.984 ± 0.062 а.е. Ее эффективная температура оценивается в 434 ± 19 К, т.е. ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Строение системы TOI-375 говорит о ее невозмущенности. По всей видимости, горячий юпитер TOI-375 b оказался на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.26430

 

 

3 октября 2025
Плотная атмосфера горячей суперземли TOI-561 b

В последние годы происходит активное изучение атмосфер экзопланет, в том числе экзопланет небольшого размера – нептунов и суперземель. Ключевым инструментом для этих исследований является космический инфракрасный телескоп им. Джеймса Вебба – JWST. Эмиссионные и трансмиссионные спектры, полученные JWST, жестко ограничили состав и плотность атмосфер многих суперземель, вращающихся вокруг красных карликов: большинство из них оказались очень темными мирами, лишенными заметной атмосферы. Эти наблюдения вызвали к жизни гипотезу «космической береговой линии», согласно которой любые планеты с небольшой второй космической скоростью, получившие высокую совокупную дозу коротковолнового излучения от своей звезды, должны быть лишены атмосферы.

24 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям горячей суперземли TOI-561 b. Эта планета была представлена в 2020 году. По последним оценкам, ее масса составляет 2.24 ± 0.20 масс Земли, радиус – 1.37 ± 0.04 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 4.8 ± 0.5 г/куб.см. TOI-561 b вращается вокруг древней звезды толстого диска Галактики на расстоянии всего 2.67 звездных радиусов и делает один оборот за 10.7 часов. Из-за близости к своей звезде эта суперземля должна быть сильно раскалена – ее эффективная температура достигает 2300 К.

1-3 мая 2024 года систему TOI-561 наблюдали на спектрографе NIRSpec на борту JWST. Было зафиксировано четыре последовательных вторичных минимума, вызванных заходом TOI-561 b за звезду. В результате был получен эмиссионный спектр дневного полушария TOI-561 b в диапазоне 2.67-5.14 мкм. Чтобы избежать систематических ошибок, обработка данных была проведена тремя разными способами.

Измеренная температура дневного полушария TOI-561 b составила 1800 +130/-60 К (алгоритм Eureka!), 1870 ± 90 К (алгоритм ExoTiC JEDI, один вариант фитирования) и 2150 ± 80 К (алгоритм ExoTiC JEDI, другой вариант фитирования). Все эти значения существенно ниже температуры, даваемой моделью черной планеты без атмосферы (2950 К) и даже моделью черной планеты с эффективным теплопереносом на ночную сторону (2310 К). Это говорит об относительно высоком альбедо TOI-561 b, возможно, вызванном облаками, и о наличии плотной атмосферы, способной обеспечить эффективный теплоперенос.

Эмиссионный спектр горячей суперземли TOI-561 b (показан черным цветом; результаты обработки данных разными алгоритмами показаны значками разной формы). Пунктирной серой линией показан модельный эмиссионный спектр черного тела с температурой 2950 К. Фиолетовой линией показана модель планеты с «минеральной» атмосферой с давлением 0.01 бар, обусловленной испарением оксида кремния SiO и оксида магния MgO из океана лавы. Лиловой, оранжевой и желтой линиями показаны модели атмосферы из водяного пара, кислорода с примесью водяного пара и атмосферы 50/50 из водяного пара и углекислого газа.

Состав атмосферы пока неясен, низкое качество данных не позволяет сделать уверенный выбор между моделями. Атмосфера из 100% водяного пара и 0.1% водяного пара + 99.9% кислорода одинаково хорошо описывает наблюдательные данные. Атмосфера 50/50 состоящая из водяного пара и углекислого газа менее вероятна из-за наличия сильной полосы углекислоты вблизи 4.5 мкм, которой в эмиссионном спектре не наблюдается.

По всей видимости, дегазация океана лавы на дневном полушарии способна эффективно восполнять потерю летучих веществ, вызванных фотоиспарением атмосферы и звездным ветром.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.17231

 

 

1 октября 2025
Два нептуна у молодой звезды TOI-6109

Для лучшего понимания эволюции планетных систем необходимо изучать планеты разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно важно изучать молодые системы, потому что многие определяющие процессы происходят в первые сотни миллионов лет. В частности, после рассеяния газовых протопланетных дисков многие планеты быстро теряют свои первичные водородно-гелиевые атмосферы, а их размеры уменьшаются. Также на ранних этапах эволюции происходит миграция планет, их захват в орбитальные резонансы, и т.п.

Наиболее точно можно определить возраст звезд, входящих в рассеянные скопления. Поиску планет у звезд из рассеянных скоплений и ассоциаций посвящено несколько обзоров, в том числе THYME (TESS Hunt for Young and Maturing Exoplanets = Охота TESS на молодые и формирующиеся экзопланеты). В рамках этого обзора исследователи ищут транзитных кандидатов в фотометрии молодых звезд, наблюдаемых TESS, и пытаются подтвердить их планетную природу. 22 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья от THYME, посвященная открытию и валидации двух планет у молодой солнцеподобной звезды TOI-6109.

TOI-6109 – молодая звезда главной последовательности спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 148.5 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.02 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – в 88.2 ± 5.5% от солнечной светимости. Звезда является частью короны рассеянного скопления альфа Персея, ее возраст составляет 75 ± 5 млн. лет.

TOI-6109 попала на 18, 58 и 85 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.6904 ± 0.0004 и 8.5388 ± 0.0006 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 4.87 ± 0.16 и 4.83 ± 0.07 радиусов Земли, соответственно. Транзит планеты b имеет V-образную форму, что говорит о прицельном параметре, близком к 1 (планета заходит на звездный диск вблизи его края).

TOI-6109 прошла стандартную процедуру валидации, в частности, транзиты обеих планет наблюдал и спутник ChEOPS. Вероятность не планетной природы планеты c не превышает 0.001. С планетой b ситуация сложнее – V-образная форма транзита делает ее подозрительной. Однако орбитальные периоды обоих транзитных кандидатов относятся друг к другу как 3:2, что говорит о резонансной конфигурации и независимо подтверждает, что оба объекта вращаются вокруг одной и той же звезды. Отсутствие сильных колебаний лучевой скорости звезды исключает сценарий близкой затменно-переменной двойной. По совокупности данных авторы пришли к выводу, что вокруг TOI-6109 вращаются две планеты размерного класса нептунов, удаленные от своей звезды на 0.0599 ± 0.0007 а.е. и 0.0786 ± 0.0005 а.е. (~12.6 и ~16.6 звездных радиусов).

Транзиты обеих планет испытывают значительные вариации времени наступления (TTV), амплитуда которых достигает 4.5 часов. В будущем это позволит определить массы обеих планет. Измерение массы планет методом лучевых скоростей затруднено из-за бурной активности молодой звезды.

Обе планеты должны терять первичную водородно-гелиевую атмосферу и постепенно уменьшаться в размерах. По расчетам исследователей, через несколько миллиардов лет их радиусы уменьшатся до 2.5-3.5 радиусов Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.15313

 

 

30 сентября 2025
TOI-5349 b: аналог Сатурна у высокометалличного красного карлика

Газовые гиганты у звезд красных карликов редки, но иногда встречаются. Как правило, это скорее аналоги Сатурна, чем супер-юпитеры. Распространенность планет-гигантов у красных карликов следует той же закономерности, что и распространенность горячих юпитеров у FGK звезд – она возрастает с ростом металличности родительской звезды.

25 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у высокометалличного красного карлика TOI-5349. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HPF и MAROON-X.

TOI-5349 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный на 190 ± 1 пк. Его масса оценивается в 0.61 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.58 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость – в 0.063 ± 0.002 солнечных светимостей. Звезда отличается очень высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 3.2 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5349 достигает 9 ⁺³/_-4 млрд. лет.

При радиусе 0.91 ± 0.02 радиусов Юпитера масса планеты TOI-5349 b составляет 0.40 ± 0.02 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.66 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0369 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 3.31792 суток. Эффективная температура гиганта достигает 719 ± 15 К.

Планета TOI-5349 b (показана звездой с синей обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками с барами ошибок показаны планеты у красных карликов, серыми кружками – планеты более горячих звезд. Цвет планет у красных карликов отражает их эффективную температуру. Также для сравнения приведены Сатурн и Юпитер. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.3, 0.69 и 1.5 г/куб.см.

Новая планета укладывается в уже известную закономерность: планеты-гиганты красных карликов обнаруживаются у звезд, богатых тяжелыми элементами. Если средняя металличность [Fe/H] красных карликов, наблюдаемых обзором Searching for GEMS, составляет -0.04, то у звезд, имеющих газовые гиганты, она достигает +0.27. Это означает, что такие звезды в среднем содержат почти в 1.9 раз больше тяжелых элементов, чем Солнце.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.19492

 

 

29 сентября 2025
TOI-2449 b/NGTS-36 b: транзитный газовый гигант на 106-дневной орбите

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных экзопланет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Однако ученых сильнее интересуют более далекие и прохладные планеты, в частности, потому, что их орбитальные параметры почти не меняются под действием приливных сил, неся на себе отпечаток динамической истории. Орбита горячего юпитера быстро скруглится приливными силами, но орбита долгопериодического гиганта сохранит свой эксцентриситет на протяжении десятков миллиардов лет.

22 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного газового гиганта TOI-2449 b/NGTS-36 b. Планета была обнаружена TESS, независимо наблюдалась наземным транзитным обзором NGTS, ее массу измерили методом лучевых скоростей.

TOI-2449 – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 155.0 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 1.08 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.065 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно на треть больше солнечной. Возраст звезды составляет 2.5 ± 1.5 млрд. лет.

TOI-2449 попала на 4-5 и 31-32 сектора TESS. Фотометрия 31 сектора показала единственное транзитное событие глубиной около 1%, соответствующее газовому гиганту. Поскольку такие глубокие транзиты легко наблюдаются с Земли, авторы стали наблюдать звезду с помощью двенадцати 20-сантиметровых автоматических телескопов обзора NGTS. Они провели две наблюдательные кампании продолжительностью 80 и 94 ночей и зарегистрировали начало второго транзита той же глубины. Это позволило ограничить возможные значения орбитального периода транзитного кандидата. Затем удалось зафиксировать окончание третьего транзита.

Чтобы измерить массу кандидата и независимо определить его орбитальный период, исследователи получили 32 измерения лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа CORALIE, 17 измерений на FEROS, 55 на HARPS и 72 – на CHIRON.

При радиусе 1.002 ± 0.009 радиусов Юпитера масса планеты TOI-2449 b составляет 0.70 ± 0.04 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 0.93 ± 0.06 г/куб.см. Гигант вращается по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.45 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.10 ± 0.03, и делает один оборот за 106.1447 ± 0.0002 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 330-440 К (нижняя граница интервала соответствует альбедо, равного 0.686, верхняя граница – нулевому альбедо), ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Планета TOI-2449 b (показана лиловой звездой и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других планет-гигантов с температурой меньше 1000 К. Цвет планет отражает их температуру, цветовая шкала расположена справа от графика.

Новая планета будет хорошей целью для определения наклона ее орбиты к экватору звезды с помощью измерения эффекта Росситера-МакЛафлина, амплитуда которого ожидается равной ~35 м/с. Также планета будет хорошей целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии на JWST. В спектре TOI-2449 b ожидаются полосы метана и аммиака, а возможно и других веществ, например, циановодорода.

Кроме колебаний, вызванных влиянием TOI-2449 b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом около 3 лет, которое авторы связали с магнитным циклом активности звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.15424

 

 

25 сентября 2025
Три планеты у двух почти одинаковых красных карликов TOI-521 и TOI-912

Планеты с радиусами около 2 радиусов Земли, несмотря на свою широкую распространенность, до сих пор остаются загадочными. Дело осложняется тем, что для этих планет наблюдается т.н. вырождение решений: одной и той же средней плотности могут отвечать очень разные варианты химического состава. В частности, планета может представлять собой железокаменное ядро, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой, может состоять наполовину из горных пород и воды без заметной доли водорода, а может быть богата углеродом и углерод содержащими молекулами, такими, как углекислота и угарный газ. Чтобы определить, какая из гипотез ближе к истине, необходимо изучать атмосферы этих планет.

19 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию двух мини-нептунов у двух очень похожих друг на друга звезд красных карликов TOI-521 и TOI-912. Обе звезды имеют спектральный класс M3 V, у обеих масса оценивается в 0.42 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.42 ± 0.03 солнечных радиусов, а светимость в 39-40 раз меньше солнечной. TOI-521 удалена от нас на 60.84 ± 0.08 пк, а TOI-912 – на 26.09 ± 0.01 пк.

TOI-521 попала на семь секторов TESS, а TOI-912 – на шесть секторов. У каждой из звезд обнаружили по одному транзитному кандидату. Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы авторы измеряли лучевые скорости родительских звезд с помощью спектрографов ESPRESSO, IRD и HARPS.

При радиусе 1.98 ± 0.14 радиусов Земли масса мини-нептуна TOI-521 b оценивается в 5.3 ± 1.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.8 ± 1.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0195 ± 0.0003 а.е. (~10 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.54285 суток. Эффективная температура планеты достигает 794 ± 15 К. Сравнение с моделями показало, что TOI-521 b может состоять из железокаменного ядра и водородно-гелиевой оболочки массой 0.5% и радиусом ~11% от полных массы и радиуса планеты, соответственно, а может включать около 20% воды в виде пара и закритического флюида.

Кроме транзитной планеты в этой системе нашли еще и не транзитную, TOI-521 c. Минимальная масса второй планеты оценивается в 10.7 ± 2.5 масс Земли, орбитальный период – в 20.35 ± 0.02 суток. По всей видимости, это небольшой нептун. TOI-521 c вращается по круговой орбите на расстоянии 0.109 ± 0.002 а.е.(~56 звездных радиусов), ее эффективная температура равна 336 ± 15 К, т.е. температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Орбитальный период планеты TOI-912 b равен 4.67807 суток. При радиусе 1.93 ± 0.13 радиусов Земли она имеет массу 5.1 ± 0.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.0 ± 0.9 г/куб.см. Если орбиты планет в системе TOI-521 близки к круговым, то у TOI-912 b орбита резко эксцентрична – ее большая полуось составляет 0.041 ± 0.001 а.е. (~20.7 звездных радиусов), а эксцентриситет достигает 0.58 ± 0.02. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.017 а.е. в перицентре до 0.065 а.е. в апоцентре, т.е. в 3.8 раз. Усредненная эффективная температура TOI-912 b оценивается в 551 ± 27 К, однако, скорее всего, планета горячее из-за мощного приливного разогрева.

Планеты TOI-521 b и TOI-912 b (показаны лиловым и коричневым ромбами и подписаны), а также некоторые другие планеты на диаграмме «Масса – Радиус» среди небольших планет красных карликов. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Так, сплошной зеленой линии отвечают планеты земного состава, точечной синей линии – железокаменные планеты с 0.5% водородной атмосферы (по массе), пунктирной голубой линии – планеты с 20% воды.

Обе транзитные планеты будут хорошими целями для JWST – как для трансмиссионной, так и для эмиссионной спектроскопии, особенно TOI-912 b, которая может быть заметно горячее своей эффективной температуры благодаря дополнительному приливному разогреву.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.14782

 

 

23 сентября 2025
Открыты четыре планеты у древней звезды HD 97507 (TOI-1203)

Максимальное количество информации о планетной системе можно получить, если изучать ее разными методами. Так, очень информативно применять метод лучевых скоростей к звезде, у которой были обнаружены транзитные планеты. Измеряя лучевую скорость родительской звезды, можно не только определить массы транзитных планет, но и обнаружить в системе дополнительные (не транзитные) планеты. Верно и обратное – иногда точное знание орбитального периода планеты, полученное методом лучевых скоростей, позволяет выявить в фотометрических данных слабые (мелкие) транзиты, которые в противном случае потерялись бы в шумах.

15 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная 4-планетной системе у солнцеподобной звезды HD 97507. Первый транзитный кандидат размерного класса нептунов с периодом 25.5 суток был обнаружен TESS. Измеряя его массу методом лучевых скоростей, исследователи обнаружили еще три планеты. Проверив их на транзиты, они обнаружили, что одна планет проходит по диску своей звезды, причем раньше ее транзиты не были выявлены из-за их мелкости. Остальные две планеты не являются транзитными, хотя изучение динамической устойчивости системы позволило наложить важные пределы на их массы.

С учетом всего сказанного система выглядит так.
Родительская звезда HD 97507 имеет спектральный класс G3 V и удалена от нас на 64.96 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.89 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.18 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно на треть больше солнечной. Звезда отличается пониженной металличностью и древним возрастом, достигающим 12.5 ^+1.3/_-2.4 млрд. лет. По своим кинематическим свойствам она с вероятностью 93% относится к толстому диску Галактики.

На расстоянии 11.74 угловых секунд (~765 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен тусклый звездный компаньон – поздний M-карлик, чья эффективная температура оценивается в 2500 К, а масса – в 0.08 ± 0.01 солнечных масс.

Внутренняя планета системы – суперземля HD 97507 b массой 3.51 ± 0.33 масс Земли и радиусом 1.52 ± 0.05 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.48 ^+0.74/_-0.67 г/куб.см. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0487 ± 0.001 а.е. (~8.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.1573 суток. Ее эффективная температура достигает 1361 ± 19 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Вторая планета HD 97507 c не проходит по диску своей звезды, поэтому ее радиус остается неизвестным. Ее минимальная масса оценивается в 5.46 ± 0.51 масс Земли, орбитальный период – в 13.077 ± 0.008 суток, эксцентриситет орбиты невелик (0.09 ± 0.08). Большая полуось орбиты в статье не приводится, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.105 а.е.

Третья планета HD 97507 d – та, что была найдена TESS первой. Ее масса равна 7.4 ± 0.6 масс Земли, радиус – 2.92 ± 0.05 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 1.63 ± 0.16 г/куб.см. Этот мини-нептун вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.163 ± 0.003 а.е. (~29.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 25.50267 ± 0.00003 суток, его эффективная температура составляет 744 ± 10 К.

Наконец, четвертая планета HD 97507 e с орбитальным периодом 204.6 ± 0.7 суток тоже не является транзитной. Ее минимальная масса достигает 42.1 ± 1.8 масс Земли (~0.132 масс Юпитера) – по всей видимости, перед нами легкий газовый гигант. HD 97507 e – единственная планета в этой системе, эксцентриситет орбиты которой заметно отличается от нуля (0.15 ± 0.03). Температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы HD 97507 и нашли ее устойчивой. При этом требования к устойчивости накладывают определенные ограничения на наклонения орбит не транзитных планет. Так, наклонение второй планеты c должно находиться в интервале от 50 до 130°, а значит, ее истинная (физическая) масса не может превышать 7.2 масс Земли. Наклонение орбиты планеты e должно находиться в интервале 30-150°, а значит, ее масса не может превышать 84.2 масс Земли (0.265 масс Юпитера).

Сравнив параметры планеты b с моделями, исследователи нашли, что она состоит преимущественно из силикатов, а доля железного ядра в ее составе мала. Это не удивительно, потому что родительская звезда также бедна железом (его в 2.5 раза меньше, чем в составе Солнца). При этом доля т.н. альфа-элементов (элементов, чьи ядра состоят из целого количества альфа-частиц, т.е. ядер гелия), куда входят кислород, магний, кремний и ряд других, наоборот, относительно велика.

Планеты HD 97507 b и HD 97507 d (показаны красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Планета b лежит вблизи линии силикатных планет, планета d, по всей видимости, окутана водородно-гелиевой атмосферой массой ~3% полной массы планеты.

HD 97507 представляет большой интерес как древняя планетная система, образовавшаяся на самых ранних этапах существования Галактики.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.10136

 

 

18 сентября 2025
Получены фазовые кривые планет TRAPPIST-1 b и c

Запуск космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) предоставил ученым уникальную возможность изучать атмосферы землеразмерных планет у красных карликов методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Для многих планет (даже сравнительно крупных, по размерам больше Земли) уже было показано, что они имеют очень темную поверхность и лишены заметной атмосферы. Для других вопрос остается открытым.

Так, первые измерения глубины вторичного минимума суперземли TRAPPIST-1 b в лучах с длиной волны 15 мкм показали, что дневное полушарие этой планеты сильно нагрето – так, как если бы оно было почти черным и лишенным атмосферы. Однако новые наблюдения этой же планеты в лучах с длиной волны 12.8 мкм показали более низкую температуру. Эту разницу можно объяснить в рамках двух гипотез: или TRAPPIST-1 b окутана углекислотной атмосферой с плотной дымкой, эффективно поглощающей звездный свет и создающий таким образом локальный горячий газовый слой, или атмосферы нет, но поверхность сложена относительно светлыми горными породами (например, оливином). Столь же неоднозначными были и наблюдения второй планеты в этой системе TRAPPIST-1 c.

3 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям фазовой кривой планет TRAPPIST-1 b и c. Инструмент MIRI на борту JWST непрерывно наблюдал систему TRAPPIST-1 в течение трех суток с 22 по 25 ноября 2023 года, когда обе внутренние планеты были примерно в одной фазе. В итоге была получена полная фазовая кривая планеты b и 90% фазовой кривой планеты c. Наблюдение полной фазовой кривой позволяет измерить температуру ночного полушария планеты, а значит, оценить эффективность теплопереноса с дневного полушария. Поскольку обе планеты приливно захвачены и повернуты к своей звезде только одной стороной, низкая температура ночного полушария означает отсутствие теплопереноса, а значит – отсутствие заметной атмосферы.

Что же оказалось?

Поток тепла с ночной стороны TRAPPIST-1 b оказался равным 39 ⁺⁵⁵/_-27 ppm, ему соответствует температура ночного полушария 197 ± 41 К. При этом эффективная температура дневного полушария достигает 490 ± 17 К. Горячее пятно на дневном полушарии не сдвинуто относительно подзвездной точки. Все это свидетельствует об отсутствии заметной атмосферы, но при этом исключает черную поверхность (альбедо TRAPPIST-1 b оценивается в ~0.1). По всей видимости, поверхность сложена свежими ультраосновными породами – зеленоватым дунитом (оливином) и более темным перидотитом. Все еще допустима кислородная атмосфера с давлением меньше 0.1 бар, однако сами авторы говорят, что существующие оценки темпов эрозии атмосферы делают эту гипотезу маловероятной.

Поток тепла с ночной стороны TRAPPIST-1 c оценивается в 62 ⁺⁶⁰/_-43 ppm, ему соответствует температура ночного полушария, равная 220 ⁺³⁸/_-47 К. Температура дневного полушария составила 369 ± 23 К. Это тоже исключает очень плотную (венерианскую) атмосферу, но допускает широкий спектр различных вариантов атмосферы с давлением 0.1 бар и кислородную атмосферу с давлением 1 бар. Если же предположить, что TRAPPIST-1 c, как и TRAPPIST-1 b, лишена заметной атмосферы, то, чтобы вписаться в полученную фазовую кривую, ее поверхность должна быть гораздо светлее, чем у соседки, что выглядит маловероятным. Таким образом, можно сделать вывод, что TRAPPIST-1 c окутана неплотной атмосферой, состав которой пока не определен.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2509.02128

 

 

16 сентября 2025
Компактная трехпланетная система HD 28471

По данным, полученным «Кеплером», около половины солнцеподобных звезд имеют рядом с собой планеты размерного класса мини-нептунов и суперземель с орбитальными периодами короче 100 суток. Многие из них входят в состав компактных многопланетных систем. Большинство известных компактных многопланетных систем было открыто транзитным методом, но некоторые обнаруживаются и методом лучевых скоростей.

26 августа 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трехпланетной системе HD 28471. В течение 19 лет авторы получили 122 измерения лучевой скорости этой звезды с помощью спектрографа HARPS. Анализ периодограммы показал наличие трех пиков, не сопровождающихся какими-либо признаками звездной активности. Еще одно колебание имеет неясную природу. Авторы пришли к выводу, что вокруг звезды HD 28471 вращаются как минимум три планеты.

На сегодняшний день система выглядит так.
HD 28471 – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 43.73 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 0.98 ± 0.044 солнечных масс, радиус – в 1.08 ± 0.06 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Возраст звезды, определенный двумя разными способами, составляет 6.6 ± 2.0 или 4.6 ± 0.2 млрд. лет, т.е. звезда достаточно зрелая.

Внутренняя планета b с минимальной массой 3.72 ± 0.43 масс Земли вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.042 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.07, и делает один оборот за 3.1649 ± 0.0003 суток. По всей видимости, это горячая суперземля.

У второй планеты c минимальная масса 5.72 ± 0.72 масс Земли и орбитальный период 6.1245 ^+0.0856/_-0.0009 суток. Планета (скорее всего, это мини-нептун) вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.09 ± 0.06) на среднем расстоянии 0.065 ± 0.001 а.е.

Третья планета d минимальной массой 4.91 ± 0.82 масс Земли вращается на среднем расстоянии 0.100 ± 0.002 а.е., эксцентриситет ее орбиты также оценивается в 0.09 ± 0.06. Орбитальный период третьей планеты – 11.681 ± 0.005 суток.

Также в данных присутствует колебание лучевой скорости с периодом 1496 ± 12 суток и амплитудой 6.7 м/с. Если оно вызвано планетой, то это легкий газовый гигант с минимальной массой 0.37 ± 0.02 масс Юпитера, находящийся на круговой орбите с радиусом 2.54 ± 0.04 а.е. Однако, возможно, перед нами проявление собственной активности звезды.

Три внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 4:2:1, но не находятся в нем. Эксцентриситет планеты b выглядит слишком большим для такой тесной орбиты. Возможно, RV-сигнал от планеты b на самом деле представляет собой суперпозицию двух планет на круговых орбитах с периодами 3.16 и ~1.6 суток. Однако чтобы подтвердить или опровергнуть эту гипотезу, нужны дополнительные наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.18000

 

 

13 сентября 2025
Два мини-нептуна у оранжевого карлика TOI-1438

По данным «Кеплера» большинство экзопланет является мини-нептунами и суперземлями – планетами с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли. Однако в Солнечной системе таких планет нет. Отсутствие близких и доступных для изучения прототипов затрудняет наше понимание мини-нептунов, которые, скорее всего, не являются однородной группой объектов. Чтобы разобраться в их строении и эволюции, нужно измерять радиусы и массы как можно большего количества планет этого размерного класса.

1 сентября 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух (а возможно, трех) планет у раннего оранжевого карлика TOI-1438. Два транзитных мини-нептуна были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Кроме того, лучевая скорость звезды продемонстрировала дополнительное колебание, которое может быть вызвано звездной активностью, а может отражать наличие третьей планеты в этой системе.

TOI-1438 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 110.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.88 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.82 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.45 ± 0.02 солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному, возраст находится в интервале от 2 до 6 млрд. лет.

С 2019 по 2024 годы TOI-1438 наблюдалась на 38 различных секторах TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.13967 и 9.42809 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 3.04 ± 0.19 и 2.75 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно. Обе планеты проходят по самому краю звездного диска, с прицельным параметром больше 0.9.

Чтобы подтвердить планетную природу транзитных кандидатов и измерить их массы, авторы получили 85 измерений лучевой скорости TOI-1438 с помощью спектрографа HARPS-N и 20 с помощью HIRES. Массы планет оказались равными 9.4 ± 1.8 и 10.6 ± 2.1 масс Земли, соответственно, их средние плотности – 1.8 ± 0.5 и 2.9 ± 0.7 г/куб.см. Обычно более плотная планета находится ближе к звезде, но в этой системе все наоборот – более плотная находится чуть дальше. Оба мини-нептуна вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 0.0553 ± 0.0015 и 0.083 ± 0.003 а.е., их эффективные температуры достигают 971 ± 11 и 794 ± 9 К.

Планеты системы TOI-1438 (показаны звездами с красной обводкой) на диаграмме «Радиус – Средняя плотность» среди других экзопланет с измеренной средней плотностью, а также некоторых коричневых карликов и маломассивных звезд. Цветными точками показаны планеты из многопланетных систем, серыми точками – планеты из однопланетных систем. Цвет планет отражает уровень их освещенности, цветовая шкала расположена справа от графика. Квадратами с коричневой обводкой приведены планеты Солнечной системы. Цветными линиями показаны модельные соотношения радиус-плотность для планет различного химического состава. Хорошо видны последовательности суперземель, нептунов, газовых гигантов (переходящих в коричневые карлики) и звезд главной последовательности.

Если третье колебание лучевой скорости вызвано планетой, то ее минимальная масса составит 2.1 ± 0.3 масс Юпитера, а орбитальный период – 7.6 ^+1.6/_-2.4 лет. Однако несколько признаков звездной активности демонстрируют изменения примерно с тем же периодом. Это не означает, что третьей планеты нет, в конце концов, орбитальный период Юпитера тоже близок к продолжительности 11-летнего солнечного цикла. Однако влияние звездной активности может заметно исказить параметры планеты, так что тут необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.21533

 

 

9 сентября 2025
Мини-нептун и еще одна планета у солнцеподобной звезды HD 60779

Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.8 до 3.9 радиусов Земли. Скорее всего, они не представляют собой однородную группу объектов и включают как планеты, окутанные протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, так и супер-Ганимеды (водные миры). Для выяснения физической природы мини-нептунов необходимо не только измерять их массу и среднюю плотность, но и изучать атмосферы, потому что в этой области параметров одной и той же средней плотности отвечают планеты очень разного химического состава.

26 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию мини-нептуна у яркой солнцеподобной звезды HD 60779. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, кроме того, в системе была обнаружена еще одна планета.

HD 60779 – звезда главной последовательности спектрального класса G1 V, удаленная от нас на 35.39 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.13 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза больше солнечной. Звезда отличается высокой пекулярной лучевой скоростью, достигающей почти 130 км/с относительно Солнца. Тем не менее, по совокупности свойств авторы признали ее звездой тонкого диска Галактики.

HD 60779 попала на 7, 34 и 88 сектора TESS. На 34 секторе прорисовалось единственное транзитное событие, соответствующее планете размерного класса мини-нептунов. Отсутствие зарегистрированных транзитов на 7 секторе говорило о том, что орбитальный период планеты превышает 25 суток.
Чтобы измерить массу транзитного кандидата, авторы получили 286 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Среди нескольких пиков на периодограмме оказался период в 30 суток, который с высокой долей вероятности соответствовал транзитной планете. Пронаблюдав HD 60779 в предсказанное время с помощью спутника ChEOPS, авторы зарегистрировали транзит той же глубины и продолжительности. Наконец, на 88 секторе TESS был обнаружен и третий транзит этой планеты.

При радиусе 3.25 ± 0.10 радиусов Земли масса планеты HD 60779 b достигает 14.7 ± 1.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.35 ± 0.28 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.053) на расстоянии 0.192 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 29.98618 ± 0.00003 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 497 ± 38 К.

Сравнение с моделями показывает, что при такой средней плотности планета или на 100% состоит из воды, или включает железокаменное ядро + 2% водородной атмосферы. Обе крайности астрофизически маловероятны, скорее всего, реализуется какой-либо промежуточный сценарий.

Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость HD 60779 продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы нашли, что оно вызывается планетой HD 60779 c с минимальной массой 27.7 ± 1.6 масс Земли с орбитальным периодом 104.25 ± 0.3 суток. Планета может быть тяжелым нептуном или легким газовым гигантом. Пока не известно, является ли она транзитной: в ожидаемое время транзита систему не наблюдали. Орбита внешней планеты также близка к круговой (эксцентриситет не превышает 0.067).

И HD 60779 b, и HD 60779 c горячее Меркурия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.16805

 

 

4 сентября 2025
HD 224018: многопланетная система у солнцеподобной звезды

Хотя в большинстве внесолнечных планетных систем известно только по одной планете, это вызвано трудностями в обнаружении планет, а не реальным положением дел. Планетные системы должны включать несколько планет. Часть из них легче обнаруживаются транзитным методом, часть – методом лучевых скоростей или астрометрией, многие до сих пор остаются под порогом обнаружения, их открытие – дело будущего.

20 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, представляющая 4-планетную систему у звезды HD 224018. Первая планета там была обнаружена «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2, также «Кеплер» зафиксировал единственное транзитное событие, вызванное второй планетой. Для подтверждения планетной природы обоих кандидатов и измерения их массы авторы измеряли лучевую скорость звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Это привело к открытию еще двух планет – эксцентричного гиганта на широкой орбите и внутренней землеразмерной планеты, транзиты которой были пропущены «Кеплером» из-за их мелкости. Для уточнения орбитального периода планеты с единственным транзитом привлекли спутник ChEOPS. По совокупности данных система выглядит так.

HD 224018 – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 106.1 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.07 солнечных масс, радиус – 1.15 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на треть больше солнечной. Эта звезда заметно старше Солнца – ее возраст достигает 7.0 ± 3.4 млрд. лет. С вероятностью 88.4% HD 224018 входит в состав толстого диска Галактики.

Самая внутренняя планета b вращается на расстоянии 0.095 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 10.641 ± 0.003 суток. Ее масса оценивается в 4.1 ± 0.8 масс Земли, радиус – 0.91 ^+0.64/_-0.57 радиусов Земли, что формально соответствует средней плотности 17.1 ^+10.2/_-6.0 г/куб.см. Большие погрешности в определении радиуса вызваны мелкостью транзита – транзитный сигнал был выделен из шумов только после того, как методом лучевых скоростей был определен орбитальный период этой планеты. Исходя из соображений физического правдоподобия, радиус планеты должен быть ближе к приведенной верхней границе, т.е. к полутора радиусам Земли. Эффективная температура планеты b достигает 968 ± 19 К.

Параметры планеты c определены лучше всего. Ее масса оценивается в 10.4 ± 1.3 масс Земли, радиус – в 2.42 ± 0.08 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 4.0 ± 0.7 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.217 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 36.5767 ± 0.0002 суток, ее эффективная температура составляет 641 ± 12 К.

Радиус планеты d равен 2.4 ± 0.1 радиусов Земли, что при массе 4.2 ± 1.8 масс Земли соответствует средней плотности 1.7 ^+0.8/_-0.6 г/куб.см. Поскольку погрешности в определении массы больше, чем 1/3 измеряемой величины, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 9 масс Земли (средняя плотность меньше 4.2 г/куб.см). Планета вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.53 ^+0.06/_-0.02 а.е., ее орбитальный период оценивается в 138.073 ^+27.613/_-0.005 суток. Период плохо определен из-за того, что «Кеплер» зафиксировал только один транзит планеты d, а второй – TESS на 70 секторе, а между ними система долго не наблюдалась, поэтому точно неизвестно, сколько именно оборотов сделала за это время планета d, и есть вероятность, что ее период равен 165.69 суток. Более вероятным периодом все же является 138.07 суток. Эффективная температура планеты d оценивается в 411 ⁺¹¹/_-21 К.

Кроме трех транзитных планет в этой системе есть и как минимум одна не транзитная. Минимальная масса планеты e достигает 0.475 ± 0.044 масс Юпитера – это газовый гигант. Планета вращается по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 8.6 ± 1.6 а.е. и эксцентриситетом 0.60 ± 0.08, и делает один оборот за 25.0 ± 6.8 лет. Параметры определены с большими погрешностями, поскольку за время наблюдений планета еще не завершила полный оборот. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~3.5 а.е. в перицентре до ~13.7 а.е. в апоцентре, а усредненная эффективная температура оценивается всего в 102 ± 11 К. Тот факт, что «Гайя» не нашла заметного ускорения HD 224018, означает, что планета e не может быть коричневым карликом. Впрочем, это почти не ограничивает наклонение ее орбиты.

Как пишут авторы исследования, система HD 224018 пополнила собой короткий список систем с небольшими планетами на тесных орбитах и эксцентричным гигантом на широкой орбите.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.13684

 

 

3 сентября 2025
У суперземли LTT 3780 b нет атмосферы

По расчетам, суперземли, вращающиеся вокруг звезд красных карликов, должны утратить первичные водородно-гелиевые атмосферы в первые сто миллионов лет своего существования. Но с вторичными атмосферами из тяжелых газов вопрос остается открытым. Вторичные атмосферы могут пополняться в результате вулканических извержений такими веществами, как углекислота и сернистый газ. Большая молекулярная масса этих газов делает вторичные атмосферы компактными и трудно обнаружимыми с помощью трансмиссионной спектроскопии: трансмиссионный спектр получается плоским, лишенным деталей.

Однако есть способ отличить планету, лишенную атмосферы, от планеты, окутанной компактной атмосферой из тяжелых газов. Это можно сделать с помощью эмиссионной спектроскопии – измеряя глубину вторичного минимума в зависимости от длины волны излучения. Даже измерение глубины вторичного минимума в одной точке (или в одной спектральной полосе) позволяет определить температуру дневного полушария планеты. Плотная вторичная атмосфера будет эффективно переносить тепло на ночную сторону, и температура дневного полушария окажется ниже, чем в случае планеты без атмосферы или с разреженной атмосферой.

21 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению глубины вторичного минимума у планеты LTT 3780 b. Эта суперземля с ультракоротким периодом была представлена в 2020 году. По последним данным, масса планеты оценивается в 2.46 масс Земли, радиус – в 1.325 радиусов Земли, орбитальный период составляет всего 0.768 суток (18 часов 27 минут).

Авторы пронаблюдали два вторичных минимума LTT 3780 b с помощью спектрографа MIRI на борту JWST в фильтре F1500W, т.е. в лучах с длиной волны 15 мкм. Они применили два разных подхода к обработке данных и получили глубину вторичного минимума в 312 ± 38 и 295 ± 36 ppm, что согласуется друг с другом в пределах погрешностей. Это соответствует температуре дневного полушария, равной 1143 ± 104 К – это 98 ± 9% температуры, ожидаемой для черной планеты без атмосферы (1164 К).

Авторы сравнили полученные данные с различными атмосферными моделями. Они исключили атмосферу из углекислого газа с давлением у поверхности, большим 10 миллибар, кислородно-углекислотную атмосферу состава 90%/10% с давлением 1 бар и атмосферу из водяного пара и углекислого газа состава 90%/10% с давлением 1 бар. С натяжкой допустима атмосфера из водяного пара с давлением у поверхности 1 бар (отличается на 2 сигма от измеренной глубины вторичного минимума). При этом авторы отмечают, что атмосфера из водяного пара маловероятна из-за эффективного фотохимического разложения воды жестким излучением родительской звезды. Лучше всего данные описывает модель планеты без атмосферы с альбедо в диапазоне 0-0.1.

Глубина вторичного минимума (показаны красной и голубой точками с барами ошибок для двух вариантов обработки данных) в фильтре F1500W суперземли LTT 3780 b. Цветными сплошными линиями показаны предсказания различных атмосферных моделей, черной и серой пунктирными линиями – зависимость глубины вторичного минимума от длины волны для черной планеты без атмосферы и такой же планеты с альбедо 0.1.

По оценкам авторов статьи, при текущем уровне жесткого излучения LTT 3780 (10²⁷ эрг/с) атмосфера должна терять 4.3·10¹¹ кг в год, что соответствует потере атмосферы с давлением у поверхности 1 бар за 15 млн. лет. С учетом этого, почти наверняка сколь-нибудь заметной атмосферы у этой планеты нет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.14210

 

 

28 августа 2025
Открыты долгопериодические планеты у красных карликов GJ 317, GJ 3512 и GJ 9773

Распространенность газовых гигантов уменьшается с уменьшением массы родительской звезды. У звезд красных карликов они встречаются редко. Однако распространенность долгопериодических планет-гигантов и у красных карликов, и у солнцеподобных звезд остается неизвестной, поскольку для этого необходимы наблюдения в течение десятилетий. Эта область диаграммы «Орбитальный период – Масса планеты» только начинает открываться исследователям.

22 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию долгопериодических планет-гигантов у некоторых близких и относительно ярких красных карликов. Открытие было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES, специально спроектированного для получения высококачественных спектров звезд поздних спектральных классов. Обзор начал работу в 2016 году, однако с учетом измерений, сделанных другими спектрографами, общее время наблюдений может превышать два десятилетия. Это делает возможным обнаруживать планеты, находящиеся далеко за снеговой линией своих звезд.

Кроме метода лучевых скоростей авторы применили также астрометрию, сравнив данные о собственных движениях звезд, полученные астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Это позволило измерить не только минимальные массы планет m sin i, но и их истинные (физические) массы m.

Первая планета у красного карлика GJ 317 была представлена еще в 2007 году. Ею оказался газовый гигант с минимальной массой ~1.2 масс Юпитера и орбитальным периодом 693 ± 4 суток. Еще первооткрыватели заметили, что лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф, говорящий о наличии в этой системе массивного тела на широкой орбите. Авторы статьи получили 79 измерений лучевой скорости GJ 317 на CARMENES и учли в своем анализе измерения, сделанные до 2018 года спектрографами HIRES (63 измерения), HARPS (132 измерения) и PFS (32 измерения). Полное время наблюдений достигло 25 лет. В итоге удалось определить параметры внешней планеты и существенно уточнить параметры внутренней.

Минимальная масса планеты GJ 317 b составила 1.69 ± 0.04 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.138 ± 0.013 а.е. и эксцентриситетом 0.083 ± 0.007, и делает один оборот за 695.7 ± 0.3 суток. По астрометрическим данным физическая масса GJ 317 b достигает 3.02 ^+0.14/_-0.41 масс Юпитера. Температурный режим гиганта является промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна.

Минимальная масса планеты GJ 317 c оценивается в 1.43 ± 0.06 масс Юпитера, физическая масса – 2.56 ^+0.14/_-0.35 масс Юпитера. Внешняя планета находится на эллиптической орбите с большой полуосью 5.0 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.217 ± 0.014, ее орбитальный период достигает 6500 ± 169 суток. Температурный режим GJ 317 c грубо соответствует температурному режиму Нептуна.

Первая планета у красного карлика GJ 3512 была представлена в 2019 году. Ею оказался газовый гигант с орбитальным периодом 203.6 суток и минимальной массой ~0.46 масс Юпитера. И в этом случае лучевая скорость родительской звезды демонстрировала дополнительный дрейф. Авторы получили 446 измерений лучевой скорости GJ 3512 на CARMENES и 39 – на инфракрасном спектрографе IRD.

Минимальная масса уже известной планеты GJ 3512 b была уточнена до 0.46 ± 0.02 масс Юпитера, орбитальный период – до 203.11 ± 0.04 суток. По астрометрическим данным физическая масса планеты достигает 0.78 ^+0.04/_-0.27 масс Юпитера. Гигант находится на резко эксцентричной орбите с большой полуосью 0.338 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.428 ± 0.004. Температурный режим планеты b меняется от температурного режима Юпитера до температурного режима Сатурна (и даже немного холоднее).

Как ни странно, орбита внешней планеты GJ 3512 c близка к круговой, ее эксцентриситет всего 0.09 ± 0.01. Гигант с минимальной массой 0.45 ± 0.02 масс Юпитера и физической массой 0.77 ^+0.04/_-0.26 масс Юпитера вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.73 ± 0.05 а.е. и делает один оборот за 2354 ± 36 суток. Его температурный режим соответствует температурному режиму пояса Койпера.

Наконец, планетная система у звезды GJ 9773 представляется впервые. GJ 9773 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 15.904 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.36 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.362 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в 55 раз меньше солнечной, а содержание тяжелых элементов – в полтора раза меньше.

Авторы получили 269 измерений лучевой скорости GJ 9773 на CARMENES.

Минимальная масса планеты GJ 9773 b – 0.543 ± 0.016 масс Юпитера, при этом физическая масса по данным астрометрии достигает 1.43 ^+0.52/_-0.08 масс Юпитера. Она вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 2.92 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.02, ее орбитальный период оценивается в 2965 ± 41 суток. Температурный режим GJ 9773 b грубо соответствует температурному режиму Урана.

Также авторы уточнили параметры планеты GJ 463 b, известной с 2023 года. Ее физическая масса достигает 4.44 ± 0.3 масс Юпитера.

Планета, вращающаяся вокруг красного карлика GJ 508.2, еще не завершила полный оборот вокруг своей звезды, поэтому все ее параметры определены с большими погрешностями (фактически, получены только нижние пределы на орбитальный период и минимальную массу). Тут остается только ждать новых наблюдений и новых научных публикаций.

Обширное исследование, посвященное поиску долгопериодических планет у трех сотен близких красных карликов с помощью CARMENES, показало, что распространенность планет с массой больше 0.2 масс Юпитера с орбитальными периодами больше 100 суток у M звезд достигает 6.5%.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.15516

 

 

25 августа 2025
Измерена температура дневного полушария суперземли GJ 3929 b, открыта третья планета в системе

Вторичным минимумом называется небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду. Наблюдая вторичный минимум в видимых лучах, можно определить альбедо планеты, а наблюдая его в ИК лучах теплового диапазона – измерить температуру ее дневного полушария. Измерение температуры дневного полушария приливно захваченных планет, в свою очередь, позволяет определить, окружена ли планета атмосферой: в отсутствии эффективного теплопереноса на ночную сторону постоянно освещенное полушарие будет нагреваться сильнее.

За последнее время были измерены дневные температуры нескольких приливно захваченных суперземель, вращающихся вокруг красных карликов (например, у TRAPPIST-1 b, LHS 3844 b, Gliese 486 b, TOI-1685 b). Почти у всех из них дневные температуры совместимы с моделью черной планеты без атмосферы. Эти наблюдения говорят о высокой эффективности эрозии атмосфер планет у красных карликов, даже если их массы превышают земную.

19 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению температуры дневного полушария суперземли GJ 3929 b. Кроме того, авторы объявили о подтверждении второй (не транзитной) планеты в этой системе и об открытии третьей планеты, также не транзитной.

Исследователи пронаблюдали два вторичных минимума GJ 3929 b, произошедших 8 и 31 июля 2025 года, с помощью спектрографа MIRI на борту JWST. Наблюдения проводились в лучах с длиной волны 15 мкм (фильтр F1500W). Усредненная глубина затмений составила 160 ± 26 ppm, соответствующая яркостной температуре планеты 782 ± 79 К. При этом температура дневного полушария черной планеты без атмосферы оценивается в 737 ± 14 К, а температура планеты с эффективным теплопереносом – в 568 ± 6 К. Как можно видеть, и для GJ 3929 b модель черной планеты без атмосферы лучше описывает наблюдательные данные.

Сравнив наблюдаемую глубину вторичного минимума с атмосферными моделями, исследователи исключили углекислотную атмосферу с давлением у поверхности больше 50 миллибар и кислородную атмосферу с примесью 1% углекислого газа с давлением у поверхности больше 100 миллибар. Чисто кислородная атмосфера может быть более плотной. Так, исключена кислородная атмосфера с примесью 1% водяного пара с давлением у поверхности больше 10 бар. Однако сами авторы считают, что GJ 3929 b, скорее всего, лишена какой-либо атмосферы.

Измеренная глубина вторичного минимума планеты GJ 3929 b во время двух визитов 8 и 31 июля 2025 года (показаны красным цветом) и усредненная глубина вторичного минимума (показана черным цветом). Черной и серой пунктирными линиями показаны зависимости ожидаемой глубины вторичного минимума от длины волны, на которой ведутся наблюдения, для черной планеты и планеты с альбедо, равным 0.1, соответственно. Цветными линиями показаны модельные зависимости глубины вторичного минимума от длины волны для атмосферных моделей различного состава. Серой областью в нижней части графика показана полоса пропускания фильтра F1500W.

Готовясь к наблюдениям GJ 3929 b на JWST, в период с февраля 2021 года по июль 2022 года исследователи получили 77 измерений лучевой скорости родительской звезды на спектрографе MAROON-X. Это позволило им не только уточнить массу планеты b, но и открыть две не транзитные планеты, одну из которых уже представляли ранее в качестве кандидата. Таким образом, на данный момент система GJ 3929 включает три планеты.

Транзитная b имеет массу 1.13 ± 0.09 масс Земли, радиус 1.09 ± 0.04 радиусов Земли и орбитальный период 2.61626 суток. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с эксцентриситетом 0.043 ± 0.03 на среднем расстоянии 0.0255 ± 0.001 а.е. (17.05 ± 0.43 звездных радиусов). Средняя плотность планеты совместима с железокаменным составом, но с меньшей долей железного ядра (0.21 ^+0.12/_-0.16 против 0.33 у Земли).

Не транзитная d (новый кандидат) с орбитальным периодом 6.116 ± 0.004 суток вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.045 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ± 0.06, ее минимальная масса составляет 1.38 ± 0.15 масс Земли.

Не транзитная c (ранее известный кандидат, который авторы подтверждают) с орбитальным периодом 14.994 ± 0.008 суток вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.082 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.05. Ее минимальная масса достигает 4.76 ± 0.34 масс Земли.

В последнее время активно обсуждается концепция «космической береговой линии» (cosmic shoreline). Согласно этой концепции, на диаграмме «Вторая космическая скорость планеты – Освещенность на ее орбите» тела, имеющие атмосферу, отделяются от безатмосферных тел одной линией. Пока разные авторы проводят эту линию по-разному. Для уточнения ее положения (и для подтверждения этой концепции в целом) нужно набирать статистику по планетам с атмосферами и без.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.12516

 

 

22 августа 2025
У планеты земного типа в обитаемой зоне TRAPPIST-1 d нет плотной атмосферы

Знаменитая система TRAPPIST-1 включает семь землеразмерных планет, из которых три находятся в обитаемой зоне. Одной из этих планет является TRAPPIST-1 d – планета земного типа, чья масса оценивается в 0.388 ± 0.012 масс Земли, радиус – в 0.804 ± 0.014 радиусов Земли, орбитальный период – в 4.049 суток, а эффективная температура – в 262 ± 3 К (в предположении альбедо, равного альбедо Земли, 0.3). Средняя плотность TRAPPIST-1 d несколько меньше, чем у планеты земного состава, и соответствует силикатной планете почти без железного ядра. Есть и альтернативное объяснение – планета имеет железокаменный состав, но содержит некоторое количество воды. Освещенность на орбите TRAPPIST-1 d на 12 ± 5% больше, чем освещенность на орбите Земли, она находится на внутреннем крае обитаемой зоны.

Из-за маленького размера диска родительской звезды система TRAPPIST-1 удобна для изучения атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии. С другой стороны, активность звезды приводит к неравномерной яркости ее диска, который может быть покрыт пятнами и факелами (более прохладными и более горячими участками). Неучтенная неравномерность яркости звездного диска может исказить трансмиссионные спектры планет и затруднить их интерпретацию.

13 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная попыткам получить трансмиссионный спектр TRAPPIST-1 d с помощью спектрографа NIRSpec на борту JWST. Авторы пронаблюдали два последовательных транзита, прошедших 5 и 9 ноября 2022 года. Маркеры звездной активности показали ее высокий уровень и различия во время двух транзитов. Исследователи нашли, что до 10% звездного диска были покрыты факелами (но не пятнами). После учета неравномерности яркости звездного диска оказалось, что трансмиссионный спектр планеты d не содержит деталей (является плоским).

Это позволило полностью исключить водородно-гелиевую атмосферу с содержанием тяжелых элементов, менее чем в 100 раз превышающим солнечное значение и с давлением у поверхности больше, чем 10 миллибар.

Также авторы изучили возможность, что атмосфера TRAPPIST-1 d состоит из тяжелых газов. Они проверили водяной пар, метан, угарный и углекислый газы, аммиак и сернистый газ. Однако и в этом случае плотную атмосферу пришлось исключить (с давлением больше 0.1 бар). В наблюдательные данные вписывается только плотная атмосфера из аммиака, но ее исследователи исключили из-за легкости фотохимического разложения NH₃.

Вверху: трансмиссионный спектр TRAPPIST-1 d, полученный NIRSpec (показан белыми точками с черными барами ошибок), и модельные трансмиссионные спектры атмосферы из различных газов. Внизу: вероятность уровня атмосферного давления у поверхности для каждого из газов. Для всех, кроме аммиака, допустимое давление не превышает 0.1 бар.

Наконец, остается еще одна возможность. Молекулярный азот не имеет полос в спектральном диапазоне, охваченном NIRSpec, так что, в принципе, азотная атмосфера у TRAPPIST-1 d быть может. Авторы рассмотрели азотную атмосферу с небольшой примесью углекислоты, метана и водяного пара. Но оказалось, что допустимое количество этих примесей очень мало. Так, для азотной атмосферы с давлением у поверхности 1 бар содержание метана, углекислоты и водяного пара не может превышать 0.5, 6 и 1412 ppm, соответственно. Для азотной атмосферы с давлением 0.1 бар эти верхние пределы смягчаются до 8.9, 158 ppm и 0.1%.

Таким образом, можно констатировать, что у TRAPPIST-1 d нет плотной атмосферы (а возможно, нет атмосферы вообще).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.08416

 

 

20 августа 2025
Измерено наклонение к экватору звезды орбиты горячего юпитера TOI-1259A b

В настоящее время считается, что газовые гиганты формируются за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Наиболее разработаны два сценария такой миграции. Согласно первому, будущий горячий юпитер взаимодействует с протопланетным диском, передавая ему свой угловой момент, и по спирали приближается к своей звезде, оставаясь примерно в плоскости ее экватора. Согласно второму, сначала молодой газовый гигант переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Итоговая орбита при этом может быть резко наклоненной к экватору звезды, полярной и даже ретроградной. Причиной перехода на эксцентричную орбиту может быть взаимодействие со звездным компаньоном на широкой орбите по механизму Козаи-Лидова.

11 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению наклонения орбиты горячего юпитера TOI-1259A b. Планета интересна тем, что у ее родительской звезды есть звездный компаньон – белый карлик, удаленный на ~1650 а.е. Соответственно, этой планеты можно было ожидать сценарий высокоэксцентричной миграции и резко наклоненную орбиту.

Авторы пронаблюдали один транзит TOI-1259A b с помощью спектрографа NEID. Они зарегистрировали эффект Росситера-МакЛафлина и определили проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ = 6 ± 22°. Определив наклонение оси вращения звезды к лучу зрения, исследователи вычислили и полный (трехмерный) угол наклона ψ = 24 ± 14°. Таким образом, TOI-1259A b вращается по орбите, мало наклоненной к экватору своей звезды.

А как обстоят дела с наклонением орбиты у других планет? По-разному. На рисунке ниже показаны планеты с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды ψ или его проекцией на небесную сферу λ. Тут следует отметить, что λ измерить проще, и далеко не для всех планет, для которых измерена проекция λ, известен и трехмерный угол ψ.

Все планеты, представленные на графике, авторы поделили на четыре группы. Это горячие юпитеры (красно-коричневые точки), теплые юпитеры (оранжевые точки), горячие сатурны (зеленые точки) и теплые сатурны (голубые точки). К сатурнам они отнесли планеты с массами от 0.2 до 0.4 масс Юпитера, к юпитерам – планеты с массами от 0.4 до 13 масс Юпитера. К горячим планетам они отнесли те, для которых расстояние между планетой и звездой в единицах радиуса звезды меньше 11: a/R_star < 11. Соответственно, к теплым они отнесли планеты, для которых это расстояние больше 11: a/R_star > 11. Как можно видеть, у горячих звезд с температурой фотосферы больше 6200 К доля планет на резко наклоненных орбитах очень велика, что согласуется с гипотезой высокоэксцентричной миграции.

Планеты с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды ψ и его проекцией на небесную сферу λ на диаграммах «Эффективная температура звезды – Наклонение». На левых рисунках приведены планеты одиночных звезд, на правых – планеты у двойных звезд. Вертикальной пунктирной линией показана температура 6200 К (разрыв Крафта), выше которой у звезд нет внешних конвективных оболочек и скорость вращения высока. Пятиконечными звездами показаны планеты, вращающиеся вокруг звезд с компаньонами белыми карликами. TOI-1259A b показана желтой звездой и подписана.

Означает ли небольшой наклон, что планета TOI-1259A b оказалась на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске? Строго говоря – нет, не означает. Численное моделирование, проведенное авторами статьи, показало, что и в результате высокоэксцентричной миграции примерно 14% планет оказываются на мало наклоненных орбитах. Для уточнения эволюции этой системы нужны дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.07737

 

 

19 августа 2025
Подтверждена пятая планета в системе L 98-59

К настоящему моменту известно только 40 систем, включающих пять и более планет. Изучение многопланетных систем помогает понять эволюцию планет и их атмосфер, поскольку все планеты в системе вращаются вокруг одной и той же звезды и имеют одинаковый возраст. Особенно интересно изучение многопланетных систем у звезд красных карликов, потому что близкие и относительно яркие красные карлики – идеальные цели для поиска и изучения небольших планет, в том числе планет земного типа в обитаемой зоне.

Планетная система у красного карлика L 98-59 (TOI-175) была представлена в 2019 году. Она включает три транзитные и две не транзитные планеты, одна из которых в 2021 году имела статус кандидата (т.е. не была подтверждена). Орбита неподтвержденной планеты L 98-59 f пролегала в обитаемой зоне, что привлекло к ней повышенное внимание.

4 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов вышли две статьи от независимых научных коллективов, посвященные уточнению параметров системы L 98-59 и подтверждению пятой планеты. Параметры звезды и планет в обеих работах несколько отличаются, но согласуются в пределах погрешностей – за одним важным исключением. При этом оба коллектива подтвердили планетную природу кандидата из обитаемой зоны L 98-59 f.

На данный момент система выглядит так (параметры, различающиеся в обеих публикациях, приведены через косую черту).
Родительская звезда L 98-59 имеет спектральный класс M3 V и удалена от нас на 10.619 ± 0.003 / 10.608 ± 0.002 пк. Ее масса оценивается в 0.29 ± 0.02 / 0.292 ± 0.007 солнечных масс, радиус – в 0.314 ± 0.009 / 0.316 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость в 82 раза меньше солнечной. Первый коллектив (ведущий автор Paul I. Schwarz) не смог определить возраст звезды, оценив его в 0.8-10 млрд. лет, второй (ведущий автор Charles Cadieux) нашел возраст системы равным 4.94 ± 0.28 млрд. лет).

Планета b имеет орбитальный период 2.25311 суток и удалена от своей звезды на 0.0223 ± 0.0007 а.е. Ее масса составляет 0.32 ± 0.12 / 0.46 ± 0.11 масс Земли, радиус – 0.884 ± 0.025 / 0.837 ± 0.019 радиусов Земли. Средняя плотность планеты b у обоих коллективов существенно отличается – 2.6 ± 1.0 / 4.3 ± 1.1 г/куб.см, что приводит к разным мнениям о ее физической природе. Эффективная температура планеты достигает 620 ± 13 К.

У планеты c орбитальный период равен 3.69067 суток, она удалена от своей звезды на 0.0310 ± 0.0007 /0.0309 ± 0.0010 а.е. Масса L 98-59 c оценивается в 2.22 ± 0.17 / 2.00 ± 0.13 масс Земли, радиус – в 1.36 ± 0.04 / 1.33 ± 0.03 радиусов Земли, чему соответствует средняя плотность 4.9 ± 0.6 / 4.7 ± 0.5 г/куб.см. Эффективная температура планеты составляет 526 ± 11 К.

Планета d делает один оборот вокруг своей звезды за 7.45073 суток, она удалена от своей звезды на 0.0496 ± 0.0012 /0.0494 ± 0.0016 а.е. Масса L 98-59 d равна 1.87 ± 0.19 / 1.64 ± 0.07 масс Земли, радиус – 1.58 ± 0.05 / 1.63 ± 0.04 радиусов Земли, средняя плотность – 2.63 ± 0.38 / 2.2 ± 0.2 г/куб.см, эффективная температура – 416 ± 9 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).

Планета e – не транзитная, поэтому ее радиус и истинная масса остаются неизвестными. Ее орбитальный период оценивается в 12.813 ± 0.017 / 12.828 ± 0.002 суток, расстояние между планетой и звездой – в 0.0712 ± 0.0022 а.е. Минимальная масса L 98-59 e составляет 2.92 ± 0.26 / 2.82 ± 0.19 масс Земли, эффективная температура – 347 ± 7 К.

Наконец, планета f делает один оборот за 23.07 ± 0.08 / 23.064 ± 0.055 суток. Она удалена от своей звезды на 0.105 ± 0.003 а.е. Минимальная масса L 98-59 f оценивается в 3.0 ± 0.5 / 2.8 ± 0.3 масс Земли, эффективная температура – в 285 ± 6 К. Освещенность на орбите этой суперземли составляет 1.10 ± 0.11 освещенности на орбите Земли (она немного теплее нашей планеты).

Как можно видеть, параметры звезды и планет у разных авторов в основном согласуются в пределах погрешностей, за исключением планеты b. Разница вызвана тем, что Paul I. Schwarz с коллегами обнаружили в системе еще одного планетного кандидата L 98-59.06 с орбитальным периодом 1.736 суток и минимальной массой 0.58 ± 0.12 масс Земли. Если эта планета существует, она является внутренней по отношению к остальным пяти, ее эффективная температура достигает ~673 К. Несмотря на близость к звезде и наибольшую вероятность транзитной конфигурации, L98-59.06 не проходит по диску своей звезды, что говорит о заметном (> 4.2°) наклоне ее орбиты относительно орбит планет b, c и d, при том, что их взаимное наклонение не превышает 1°. Достоверность нового кандидата авторы оценивают в 2.9 сигма, что говорит о необходимости новых наблюдений.

Charles Cadieux с коллегами рассматривают 5-планетную модель системы L 98-59. Из отсутствия заметных вариаций времени наступления транзитов планет b, c и d они получили верхние пределы на массы планет e и f в 3.18 и 3.28 масс Земли, соответственно. Это означает, что наклонение орбит планет e и f к лучу зрения больше 80° и 74°, т.е. вся система является плоской, а истинные массы планет e и f мало отличаются от их минимальных масс. Также они нашли, что все пять планет находятся на близких к круговым орбитах, эксцентриситет которых не превышает 0.04.

Сравнительно низкая средняя плотность планет c и d говорит о наличии в составе этих планет большого количества воды.

Многопланетные системы красных карликов на диаграмме «Освещенность – Эффективная температура звезды». Транзитные планеты показаны черными кружками, не транзитные – белыми с черной обводкой. Бледно-зеленым цветом показана оптимистичная обитаемая зона, более насыщенным зеленым – консервативная обитаемая зона. Система L 98-59 выделена жирным шрифтом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.06413
https://arxiv.org/pdf/2507.09343

 

 

 

14 августа 2025
TOI-201 c: транзитный коричневый карлик на эксцентричной орбите

Планетная система у F-звезды HD 39474 (TOI-201) была представлена в 2021 году. Родительская звезда находится на расстоянии всего 12° от южного полюса эклиптики, поэтому TESS наблюдала ее почти непрерывно в 1-м и 3-м годовых циклах и части 5-го цикла, всего на протяжении 32 секторов. Долгие ряды наблюдений позволили обнаружить два транзитных кандидата, один из которых был подтвержден методом лучевых скоростей. Им оказался газовый гигант TOI-201 b с орбитальным периодом 52.98 суток, находящийся на эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.28 ± 0.09. Массу гиганта оценили тогда в 0.42 ± 0.05 масс Юпитера. Второй кандидат с орбитальным периодом 5.85 суток подтвержден не был и остался в статусе транзитного кандидата.

Пока шли наблюдения в 1 и 3 циклах, транзиты TOI-201 b примерно следовали линейным эфемеридам с постоянным орбитальным периодом, но на 5 цикле орбитальный период планеты резко увеличился почти на полчаса. Это стало свидетельством наличия в системе HD 39474 массивного тела на резко эксцентричной орбите, что привлекло к ней повышенное внимание. В пользу сценария с массивным телом говорили и измерения лучевой скорости родительской звезды – кроме колебаний, вызванных влиянием планеты b, она демонстрировала дополнительный линейный дрейф.

Интересно, что при наблюдениях 64 сектора (а именно, 28 апреля 2023 года) на кривой блеска HD 39474 прорисовалась часть еще одного транзитного события, не связанного с планетой b. Судя по глубине, оно принадлежало планете-гиганту, но длилось 10-15 часов. Точная продолжительность осталась неизвестной, потому что начало транзита было утрачено из-за сеанса связи космического аппарата с Землей на 136 витке. Длительность транзита говорила о большом расстоянии между объектом и звездой (чем дальше объект, тем меньше его орбитальная скорость и тем дольше длится транзит).

16 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная общему анализу архитектуры системы HD 39474 (TOI-201). Авторы предположили, что транзит 28 апреля 2023 года был вызван тем же массивным телом на широкой орбите, что изменил значение орбитального периода планеты b и вызывал дополнительный дрейф лучевой скорости родительской звезды. Они построили динамическую модель системы, которая описала все наблюдательные факты.

Динамическая модель системы HD 39474 (TOI-201). Слева вверху показано отличие моментов транзитов планеты b от линейных эфемерид в минутах в зависимости от эпохи наблюдения. Слева внизу показаны отклонения моментов наступления транзитов, прицельного параметра (в долях радиуса звезды) и продолжительности транзитов в новой модели, учитывающей влияние TOI-201 c. Справа вверху – лучевая скорость родительской звезды (показана лиловыми кружками с барами ошибок) и наилучшая кеплеровская модель (показана зеленой линией). Справа внизу – орбиты планеты TOI-201 b (показана красным эллипсом) и коричневого карлика TOI-201 c (показана голубым эллипсом). Тонкими голубыми линиями показаны возможные орбиты TOI-201 c, совместимые с наблюдательными данными. Широким светло-зеленым кольцом показана обитаемая зона системы HD 39474.

Объект TOI-201 c оказался легким коричневым карликом массой 14.2 ± 1.2 масс Юпитера и радиусом 0.993 ± 0.017 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 4.28 ^+0.36/_-0.21 а.е. и эксцентриситетом 0.643 ^+0.009/_-0.021. Взаимное наклонение орбит TOI-201 b и TOI-201 c оценивается в 2.9 ± 4.8°, т.е. система плоская.

Орбита TOI-201 c и высокая металличность родительской звезды согласуются с гипотезой, что, несмотря на массу, превышающую порог зажигания дейтерия (13 масс Юпитера), объект образовался в протопланетном диске в результате аккреции на ядро, т.е. как планета, а не как неудавшаяся звезда.

Учет влияния коричневого карлика привел к некоторому пересмотру массы планеты b – теперь она составляет 0.58 ± 0.07 масс Юпитера. Также был уточнены параметры орбиты: большая полуось теперь оценивается в 0.303 ± 0.002 а.е., эксцентриситет орбиты – в 0.32 ± 0.02.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.11504

 

 

13 августа 2025
TOI-5795 b: горячий нептун у низкометалличной звезды

«Пустыней горячих нептунов» называют резкий дефицит планет с радиусами от 2-3 до 7-8 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3 суток. Считается, что «пустыня» формируется фотоиспарением водородных атмосфер небольших планет и приливным разрушением легких газовых гигантов. Планет этих же размеров с орбитальными периодами 3.2-5.7 суток, напротив, повышенное количество, на диаграмме «Период – Радиус» они образуют область повышенной населенности, называемую «хребтом нептунов» (the Neptunian ridge). Область с еще большими орбитальными периодами (5.7-100 суток) населена несколько меньше и называется «саванной». Все эти статистические особенности еще предстоит объяснить.

1 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию крупного нептуна TOI-5795 b, находящегося на внешнем крае «хребта нептунов». Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-5795 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 161.5 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.08 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 13 ± 4.3% превышает солнечную. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5795 достигает 10.2 ^+2.5/_-3.3 млрд. лет.

TOI-5795 попала на 54, 81 и 92 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.14 суток и глубиной 2.86 ± 0.16 тысячных, соответствующей планете радиусом 5.62 ± 0.11 радиусов Земли. Этот крупный нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.064 ± 0.002 а.е., эксцентриситет его орбиты не превышает 0.25.

Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 13 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе TRES и 19 измерений на HARPS. Масса TOI-5795 b оказалась равной 23.7 ± 4.6 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.73 ± 0.13 г/куб.см. Эффективная температура планеты достигает 1137 ± 19 К.

Планета TOI-5795 b (показана малиновым шестиугольником и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты». Черными пунктирными линиями очерчены границы «пустыни горячих нептунов», «хребта нептунов» и «саванны».

Рассмотрев возможные пути эволюции TOI-5795 b и темпы потери атмосферы, авторы нашли, что планета образовалась как легкий газовый гигант массой 28-33 масс Земли и радиусом 10.5-11.2 радиусов Земли, но затем потеряла 14-27% своей газовой оболочки и существенно уменьшилась в размерах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.23413

 

 

11 августа 2025
TOI-654 b: плотный мини-нептун у красного карлика

Распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли c радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и окутанные первичными атмосферами мини-нептуны c радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Положение зазора Фултона зависит от орбитального периода планет и от массы родительских звезд, причем появились свидетельства, что эта зависимость может быть разной для солнцеподобных FGK звезд и звезд красных карликов спектрального класса M. Чтобы разобраться в этом вопросе, необходимо измерять массы как можно большего количества транзитных планет, чьи радиусы очерчивают зазор Фултона или попадают в него.

23 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна у красного карлика TOI-654. Планета была обнаружена TESS, прошла процедуру валидации в 2024 году, ее массу измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. TOI-654 b находится на нижнем краю «пустыни горячих нептунов.

TOI-654 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 57.85 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.419 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.430 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в ~41 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца.

При радиусе 2.38 ± 0.09 радиусов Земли масса мини-нептуна TOI-654 b составляет 8.7 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.59 ± 0.65 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.01944 ± 0.00015 а.е. и делает один оборот за 1.52756 суток. Эффективная температура TOI-654 b в предположении нулевого альбедо достигает 794 ± 15 К.

Планета TOI-654 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у звезд красных карликов (с температурой фотосферы меньше 4000 К). Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-654 b лежит ниже линии воды (показана синей сплошной линией). В этой области планетных параметров существует вырождение решений: одной и той же средней плотности могут соответствовать разные варианты химического состава. В частности, TOI-654 b может представлять собой железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 0.3-1% полной массы планеты, а может больше, чем наполовину состоять из воды и не включать заметного количества водорода. Определить, какая из моделей ближе к истине, возможно, изучая атмосферу планеты методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, хотя низкое значение метрики трансмиссионного спектра делает эту задачу непростой и трудоемкой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.16222

 

 

8 августа 2025
Возможно, обнаружена планета в обитаемой зоне звезды альфа Центавра A!

Альфа Центавра A – ближайшая к Солнцу солнцеподобная звезда и главный компонент тройной системы альфа Центавра, включающей, в том числе, знаменитую Проксиму. Благодаря своему солнцеподобию и близости к Солнцу (1.33 пк) альфа Центавра A всегда привлекала к себе повышенное внимание ученых. Ее спектральный класс такой же, как у Солнца – G2 V, масса составляет 1.079 ± 0.003 солнечных масс, радиус – 1.218 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза больше солнечной, а возраст достигает 5.3 ± 0.3 млрд. лет. Радиус эффективной земной орбиты альфа Центавра A равен 1.23 а.е., ему соответствует угловое расстояние 0.95 секунд при наблюдениях с Земли. Из-за гравитационного влияния второго компонента системы – звезды альфа Центавра B – орбиты планет с большой полуосью больше ~3 а.е. являются неустойчивыми.

Возможные планеты у альфа Центавра A пытались искать и методом лучевых скоростей, и с помощью снимков на крупнейших инфракрасных телескопах. Однако методом лучевых скоростей удалось получить только верхние пределы на массы возможных планет. Так, для планет с орбитальными периодами короче 1000 суток минимальная масса m sin i не может превышать ~100 масс Земли.

В 2019 году окрестности звезды A наблюдали на VLT помощью камеры среднего инфракрасного диапазона VISIR. Был обнаружен слабый источник, который мог быть планетой радиусом больше 3.3 радиуса Земли и температурой больше 300 К, находящейся на расстоянии 1.1 а.е. от своей звезды. Источник назвали C1. К сожалению, новых наблюдений C1 на VLT не проводилось, и его планетная природа осталась неподтвержденной.

После запуска космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) для поисков планет в ближайшей к Солнцу звездной системе открылись новые возможности. Согласно расчетам, использование спектрографа среднего ИК диапазона MIRI вместе с коронографом позволило бы обнаружить возможную планету на расстоянии 1-3 а.е. от звезды A, если бы ее радиус был больше 5 радиусов Земли. Однако такие наблюдения представляют собой сложную задачу из-за большой яркости обеих звезд A и B и малого углового расстояния между ними (7-9 угловых секунд).

MIRI/JWST наблюдал систему альфа Центавра в августе 2024 года, а также в феврале и апреле 2025 года в лучах с длиной волны 15.5 мкм (фильтр F1550C). Во время августовских наблюдений на расстоянии 1.5 угловых секунд от звезды A был обнаружен слабый инфракрасный источник яркостью 3.5 ± 1.0 mJy (обнаружение с достоверностью 3.3-4.3 сигма). Источник назвали S1. Однако во время повторных наблюдений в феврале и в апреле 2025 года его зафиксировать не удалось.

Снимки системы альфа Центавра AB в фильтре F1550C инструмента MIRI на борту JWST. Излучение звезды A подавлено коронографом, ее положение показано белой звездочкой. Радиус затененного кольца вокруг звезды A – 2.75 угловых секунд. Положение возможной планеты S1 обведено белой окружностью. KS2 и KS5 – известные фоновые источники.

Твердых доказательств, что вокруг альфа Центавра A вращается планета, до сих пор нет. Однако это весьма вероятно. Авторы исключили гипотезу артефакта детектора и подтвердили, что S1 не является объектом заднего или переднего фона. Если же принять, что источники C1 и S1 представляют собой один и тот же объект, то можно оценить его орбитальные характеристики и эффективную температуру.

По совокупности наблюдательных фактов планета альфа Центавра A b – супернептун или легкий газовый гигант радиусом 1.0-1.2 радиусов Юпитера с эффективной температурой 225-250 К. Он находится на эксцентричной орбите, резко наклоненной к плоскости орбиты пары AB. Отсутствие регистрации планеты в феврале и апреле может быть вызвано неудачными условиями наблюдений (малым угловым расстоянием от звезды и подавлением излучения планеты коронографом).

То, что в феврале и апреле 2025 года планета была не видна, ограничивает ее возможную орбиту двумя семействами решений. Первое – планета находится на эллиптической орбите с большой полуосью 1.64 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.33 ± 0.10, наклоненной на 58 ± 11° к плоскости орбиты AB, и на 41 ± 13° к картинной плоскости. Второе – большая полуось орбиты достигает 2.14 ± 0.07, эксцентриситет 0.33 ± 0.14 и наклонение к плоскости орбиты AB – 51 ± 11°. В обоих случаях орбита возможной планеты пролегает в обитаемой зоне альфа Центавра A.

Также вероятно, что реальные размеры планеты меньше, но она окружена широкими кольцами. В этом случае ее масса может быть гораздо меньше предельных 100 масс Земли.

Тем не менее, пока все очень шатко. Источники C1 и S1 могут быть разными объектами, кто-то из них может не подтвердиться. Однако есть хорошая возможность проверить гипотезу о реальности альфа Центавра A b. В августе 2026 года ожидаемое угловое расстояние между планетой и звездой превысит 1 угловую секунду. Это будет идеальный момент, чтобы снова попытаться получить снимки планеты с помощью JWST – и убедиться в ее существовании (или отсутствии).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.03812
https://arxiv.org/pdf/2508.03814

 

 

5 августа 2025
Трехпланетная система у оранжевого карлика TOI-880 выровнена со своей звездой

Планеты Солнечной системы «выровнены» относительно солнечного экватора – наклонение инвариантной плоскости Солнечной системы к экватору Солнца составляет 6°, а орбиты отдельных планет наклонены к этой плоскости всего на несколько градусов. Но экзопланеты нередко находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах, а их взаимное наклонение может превышать 30°. Резко наклоненные орбиты часто еще и эксцентричны, что говорит о бурной динамической истории этих систем.

Наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды λ можно измерить с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект вызван тем, что звезда вращается вокруг своей оси, и часть ее движется к наблюдателю, а часть от него. Когда планета вступает на звездный диск, она перехватывает часть излучения, приходящего от приближающейся или удаляющейся половины звездного диска, и усредненная лучевая скорость меняется. Амплитуда эффекта Росситера-МакЛафлина оценивается по формуле

где R_p /R_Jup – радиус планеты, выраженной в радиусах Юпитера,
– радиус звезды, выраженный в радиусах Солнца,
v sin i – проекция скорости вращения звезды на луч зрения.

23 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию системы из трех транзитных планет TOI-880. Авторы измерили эффект Росситера-МакЛафлина для средней, самой крупной планеты, и показали, что ее орбита мало наклонена к экватору звезды.

TOI-880 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 60.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца, и зрелым возрастом, который, однако, плохо определен – как 5.2 ^+4.1/_-3.3 млрд. лет.

TOI-880 попала на 6 и 33 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала три транзитных сигнала с периодами 2.576, 6.387 и 14.332 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.19 ± 0.11, 4.95 ± 0.20 и 3.40 ± 0.22 радиусов Земли, соответственно. Планеты вращаются по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 9.05, 16.5 и 28.5 звездных радиусов, их эффективные температуры оцениваются в 1085 ± 31 К, 805 ± 25 К и 612 ± 18 К, т.е. все они горячее Меркурия.

Для измерения эффекта Росситера-МакЛафлина во время транзита самой крупной планеты TOI-880 c авторы получили 32 измерения лучевой скорости родительской звезды с помощью недавно введенного в строй спектрографа KPF (Keck Planet Finder). Погрешность единичного измерения достигла 0.3 м/с! Наклонение орбиты λ оказалось равным -7.4 ^+6.8/_-7.2°, другими словами, TOI-880 c вращается примерно в плоскости экватора своей звезды. А учитывая малое взаимное наклонение орбит остальных планет друг к другу, можно сказать, что все планеты этой системы «выровнены» со своей звездой. В целом система выглядит невозмущенной и динамически холодной.

Имея такой точный спектрограф, авторы вполне могли измерить массы планет методом лучевых скоростей. Они этого не сделали, но сослались на «частный разговор» с коллегой, который, видимо, готовит к публикации свою статью. По словам этого коллеги, массы планет в системе TOI-880 составляют 3.1 ± 0.6, 22.8 ± 0.8 и 13.1 ± 1.2 масс Земли для планет b, c и d, соответственно.

Планета TOI-880 c (показана красным цветом) на диаграммах «Радиус планеты – Угол λ» (вверху), «Масса планеты – Угол λ» (посередине) и «Большая полуось орбиты в единицах радиуса звезды – Угол λ» (внизу). Значками с синей обводкой показаны планеты, входящие в состав многопланетных систем. Серыми ромбами, голубыми иксами и желтыми треугольниками показаны пары планет с резким наклоном орбит в системах HD 3167, K2-290 и Kepler-56, соответственно. Планеты, входящие в одну и ту же систему, соединены пунктирными линиями.

Хотя большинство планет из компактных многопланетных систем примерно выровнены со своими звездами, известно и несколько динамически горячих систем, на приведенных графиках они выделены отдельными символами. Причины такой «взболтанности» пока не ясны.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.16194

 

 

3 августа 2025
Очень теплая океанида Ross 176 b

Распределение небольших экзопланет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.5-2.0 радиусов Земли, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли, как правило, являются железокаменными суперземлями, а планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли – рыхлыми мини-нептунами, т.е. планетами, сохранившими первичную водородно-гелиевую атмосферу. Природа планет из долины радиусов до сих пор остается загадочной. Возможно, значительная доля этих объектов представляет собой океаниды, или водные миры, на десятки процентов состоящие из воды, но при этом лишенные существенной водородной атмосферы.

22 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов у сравнительно близкого оранжевого карлика Ross 176. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Ее средняя плотность слишком низка для железокаменного состава, но велика для мини-нептуна. Весьма вероятно, что перед нами океанида.

Ross 176 (TOI-4491) – звезда главной последовательности спектрального класса K7 V, удаленная от нас на 46.5 пк. Ее масса оценивается в 0.577 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 12.85 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст Ross-176 определен плохо – как 3.0 ± 2.5 млрд. лет.

Звезда попала на 14-15, 41, и 55-56 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 5 суток и глубиной 1150 ppm. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, исследователи получили 99 измерений лучевой скорости Ross 176 на спектрографе CARMENES. Масса планеты Ross 176 b оказалась равной 4.6 ± 0.9 масс Земли, что при радиусе 1.84 ± 0.08 радиусов Земли соответствует средней плотности 4.0 ^+0.5/_-0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0464 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.04, и делает один оборот за 5.00663 ± 0.00001 суток. Средняя освещенность на орбите Ross 176 b в 36.2 ± 1.7 раза больше, чем на орбите Земли, эффективная температура планеты достигает 682 ± 8 К.

На диаграмме «Масса – Радиус» Ross 176 b лежит вблизи линии «супер-Ганимедов», т.е. планет, состоящих наполовину из горных пород и наполовину из воды. Конечно, при температуре свыше 700 К вода будет находиться не в жидком виде, а в виде водяного пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов.

Ross 176 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у оранжевых карликов. Синим и желтым цветом показаны планеты HD 40307 b и Wolf 503 b, соответственно. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Светло-голубой линии соответствует модель планеты, 50/50 состоящей из горных пород и воды.

Авторы оценили перспективы изучения атмосферы Ross 176 b с помощью JWST. В случае, если атмосфера планеты имеет солнечный химический состав и не имеет высотных облаков, достаточно пронаблюдать один транзит, чтобы увидеть в трансмиссионном спектре планеты полосы метана и водяного пара. Однако если атмосфера Ross 176 b водно-паровая, характерная шкала высот будет гораздо меньше, чем в случае преимущественно водородно-гелиевой атмосферы, и понадобится пронаблюдать не меньше 10 транзитов, чтобы надежно зафиксировать в спектре полосы водяного пара. Поэтому «плоский» трансмиссионный спектр при наблюдении одного транзита Ross 176 b будет косвенно свидетельствовать в пользу водного мира.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.15763

 

 

2 августа 2025
TOI-2431 b: горячая суперземля с 5.4-часовым периодом

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. К настоящему моменту их известно около 150 штук. В подавляющем большинстве случаев это железокаменные суперземли с радиусом меньше 2 радиусов Земли, часто с повышенной долей железа в недрах (супер-Меркурии). Распространенность (частота встречаемости) планет с ультракоротким периодом оценивается в 1.1 ± 0.4% у красных карликов, 0.51 ± 0.07% у солнцеподобных звезд G класса и только 0.15 ± 0.05% у звезд класса F – другими словами, она быстро падает с увеличением массы родительской звезды.

14 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию суперземли с ультракоротким периодом у звезды HIP 11707 (TOI-2431). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

HIP 11707 – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 36.01 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 9.2 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен очень плохо – как 2.0 ^+9.1/_-1.7 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.

HIP 11707 попала на 31, 42-43 и 70-71 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала слабый транзитный сигнал с периодом всего 5 часов 23 минуты и глубиной ~455 ppm, соответствующей планете радиусом 1.536 ± 0.033 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Массу планеты измерили с помощью спектрографов NEID и HPF – она оказалась равной 6.2 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 9.4 ± 1.9 г/куб.см. TOI-2431 b вращается на расстоянии всего 0.0063 ± 0.0001 а.е. (945 тыс. км!), ее эффективная температура достигает 2063 ± 30 К. Дневное полушарие этой горячей суперземли должно быть полностью расплавлено.

Суперземля TOI-2431 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты с ультракороткими периодами показаны более ярким цветом, чем планеты на более широких орбитах, некоторые из них подписаны. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Пунктирной серой линией показана максимально возможная средняя плотность, достигаемая в результате гигантских столкновений планет.

TOI-2431 b вращается лишь немного дальше предела Роша, ближе которого она была бы разорвана приливными силами. Мощные приливные силы искажают форму планеты, вытягивая ее вдоль оси звезда – планета, а быстрое вращение дополнительно сплющивает ее. Итоговая форма TOI-2431 b является трехосным эллипсоидом, в котором самая длинная ось на 8.7 ± 1.7% больше самой короткой, направленной перпендикулярно плоскости орбиты.

Под действием приливных сил планета постепенно приближается к своей звезде. Примерно через 31 млн. лет она достигнет предела Роша и начнет разрушаться.

Относительная яркость родительской звезды и высокая температура планеты делают систему TOI-2431 хорошей целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, ее метрика эмиссионного спектра (ESM) достигает 27. В случае успеха наблюдения вторичного минимума позволят определить минералогический состав поверхности дневного полушария TOI-2431 b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.08464

 

 

1 августа 2025
TESS обнаружила еще тридцать горячих юпитеров

Обзорная транзитная миссия TESS уже семь лет ведет наблюдения за яркими звездами на всей небесной сфере. Обнаружено около семи тысяч транзитных кандидатов, из которых значительную долю составляют газовые гиганты на тесных орбитах – горячие юпитеры. Большое количество горячих юпитеров и среди открытий TESS, и в каталогах известных экзопланет вызвано не их обилием (распространенность планет этого типа оценивается всего в 0.5-1% у FGK звезд), а легкостью их обнаружения и достаточно высокой вероятностью транзитной конфигурации.

TESS обнаруживает транзитные кандидаты, но проверять их планетную природу необходимо другими методами – например, методом лучевых скоростей. Этим занимаются многочисленные научные коллективы по всему миру. Координирует работу программа TFOP (TESS Follow-up Observing Program) – это делается, чтобы избежать дублирования и оптимизировать усилия наблюдателей. Периодически появляются работы, где новые планеты представляются «крупным оптом» – сразу по несколько десятков штук.

3 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья большого коллектива авторов, посвященная открытию еще тридцати(!) горячих юпитеров, обнаруженных TESS и подтвержденных методом лучевых скоростей. Почти все они вращаются вокруг F звезд, более массивных и ярких, чем Солнце, причем некоторые из родительских звезд уже сошли с главной последовательности и начали эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Четыре планеты были обнаружены у звезд, входящих в состав широких пар.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность	Возраст, млрд. лет
TOI-2031A	276.4 ± 1.0	1.17 ± 0.06	1.24 ±0.02	2.46 ± 0.30	-0.24 ± 0.16	2.0 +1.2/-0.9
TOI-2169A	359.8 ± 2.2	1.42 ± 0.07	1.82 ± 0.05	4.63 ± 0.32	0.12 ± 0.08	2.5 ± 0.8
TOI-2346	436.5 ± 3.1	1.27 ± 0.07	1.38 ± 0.03	3.03 +0.43/-0.35	-0.03 ± 0.06	1.9 +1.3/-0.9
TOI-2382/NGTS-37	424.3 ± 2.9	1.26 ± 0.07	1.42 ± 0.04	2.40 ± 0.07	0.25 ± 0.07	3.1 +1.6/-1.3
TOI-2876	221.3 ± 0.5	0.94 ± 0.04	0.87 ± 0.02	0.53 ± 0.04	0.35 ± 0.08	3.8 +4.6/-2.7
TOI-2886	413.7 ± 3.1	1.23 ± 0.06	1.24 ± 0.02	2.10 ± 0.23	0.28 ± 0.08	1.7 +1.7/-1.1
TOI-2986	554.4 ± 5.3	1.12 ± 0.07	1.46 ± 0.03	2.33 ± 0.08	0.10 ± 0.07	6.3 ± 2.0
TOI-2992	554.5 ± 4.2	1.21 ± 0.10	1.55 ± 0.05	2.79 ± 0.15	0.08 ± 0.07	4.6 +2.5/-1.4
TOI-3135	219.3 ± 0.6	1.04 ± 0.05	0.985 ± 0.02	1.05 ± 0.12	0.07 ± 0.08	1.8 +2.1/-1.2
TOI-3160A	486.6 ± 8.7	1.09 ± 0.08	1.35 ± 0.04	2.39 ± 0.29	-0.11 ± 0.10	5.5 ± 2.5
TOI-3464	585.1 ± 4.6	1.36 ± 0.10	1.56 ± 0.05	3.62 +0.63/-0.47	0.05 ± 0.06	2.1 +1.5/-1.1
TOI-3474	412.9 ± 2.4	1.12 ± 0.07	1.26 ± 0.03	1.86 ± 0.24	0.15 ± 0.08	4.7 +2.3/-1.8
TOI-3486	153.9 ± 0.3	0.84 ± 0.04	0.79 ± 0.02	0.33 ± 0.03	0.28 ± 0.08	5.8 +4.8/-3.9
TOI-3523A	607 ± 10	1.13 ± 0.08	1.45 ± 0.04	3.27 ± 0.26	-0.37 ± 0.08	4.3 +1.6/-1.1
TOI-3593	224.5 ± 0.8	1.02 ± 0.04	0.92 ± 0.02	0.72 ± 0.06	0.38 ± 0.08	1.8 +2.9/-1.3
TOI-3682	390.5 ± 2.6	1.32 +0.05/-0.12	1.74 ± 0.05	2.87 ± 0.17	0.42 ± 0.06	4.2 +2.3/-0.8
TOI-3856	309.3 ± 1.4	1.10 ± 0.05	1.06 ± 0.02	1.00 ± 0.03	0.45 ± 0.07	2.6 +2.3/-1.7
TOI-3877	491.2 ± 3.9	1.16 ± 0.09	1.45 ± 0.04	2.03 ± 0.06	0.27 ± 0.07	5.9 +2.9/-1.7
TOI-3980	494.3 ± 2.7	1.24 +0.08/-0.13	1.63 ± 0.06	2.77 ± 0.21	0.19 ± 0.09	4.7 +3.1/-1.3
TOI-4214	337.8 ± 1.9	1.38 ± 0.07	1.43 ± 0.04	3.04 +0.42/-0.34	0.29 ± 0.09	1.1 +1.3/-0.8
TOI-4487A	476.7 ± 2.1	1.38 ± 0.07	1.63 ± 0.05	3.57 ± 0.11	0.22 ± 0.09	2.5 ± 0.9
TOI-4734	603.6 ± 5.2	1.39 ±0.10	1.86 ± 0.04	4.21 ± 0.53	0.29 ± 0.08	3.2 +1.3/-0.8
TOI-4794	548.2 ± 4.4	1.25 ± 0.07	1.45 ± 0.04	3.16 ± 0.31	-0.10 ± 0.07	2.7 +1.4/-0.9
TOI-4961	213.7 ± 0.5	0.91 ± 0.05	0.91 ± 0.03	0.63 ± 0.10	0.21 ± 0.09	8 ± 4
TOI-5181A	478.0 ± 3.2	1.25 ± 0.07	1.53 ± 0.04	2.87 +0.19/-0.25	0.21 ± 0.08	4.1 +1.5/-1.1
TOI-5210	303.3 ± 1.5	1.11 ± 0.07	1.21 ± 0.03	1.42 ± 0.11	0.32 ± 0.09	5.3 +3.1/-2.3
TOI-5322	483.8 ± 4.1	1.00 ± 0.05	1.46 ± 0.03	2.03 ± 0.12	-0.05 ± 0.07	9.7 ± 2.0
TOI-5340	529.9 ± 3.6	1.35 +0.07/-0.15	1.84 ± 0.06	3.94 ± 0.34	0.21 ± 0.08	3.5 +2.2/-0.9
TOI-5386A	383.2 ± 3.5	1.17 ± 0.06	1.25 ± 0.02	1.93 ± 0.08	0.18 ± 0.09	3.4 ± 1.5
TOI-5592	586.9 ± 4.1	1.19 ± 0.07	1.39 ± 0.04	2.64 ± 0.12	-0.01 ± 0.06	3.6 +1.8/-1.4

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TOI-2031A b	5.71549	0.0660 ± 0.0012	< 0.076	0.80 ± 0.23	1.27 ± 0.024	0.49 ± 0.14	1358 ± 36
TOI-2169A b	8.21483	0.0896 ± 0.0015	< 0.045	1.04 ± 0.08	1.12 ± 0.04	0.92 ± 0.12	1364 ± 21
TOI-2346 b	3.33120	0.0473 ± 0.0009	< 0.086	1.24 ± 0.22	1.44 ± 0.04	0.52 ± 0.10	1689 ± 47
TOI-2382 b /NGTS-37 b	4.66121	0.059 ± 0.001	< 0.18	0.74 ± 0.25	1.09 +0.08/-0.05	0.68 ± 0.28	1426 ± 15
TOI-2876 b	6.29964	0.0654 ± 0.0011	< 0.13	0.17 ± 0.052	0.86 ± 0.03	0.33 ± 0.11	929 ± 17
TOI-2886 b	1.60200	0.0287 ± 0.0005	< 0.11	1.40 ± 0.23	1.66 ± 0.04	0.377 ± 0.065	1978 ± 46
TOI-2986 b	3.27837	0.0449 ± 0.0010	< 0.14	0.304 ± 0.086	0.83 ± 0.02	0.66 ± 0.19	1622 ± 18
TOI-2992 b	3.00781	0.0434 ± 0.0013	< 0.089	3.33 ± 0.39	1.23 ± 0.05	2.23 ± 0.40	1726 ± 25
TOI-3135 b	3.70656	0.0476 ± 0.0007	< 0.24	1.03 ± 0.30	1.22 ± 0.03	0.7 ± 0.2	1292 ± 31
TOI-3160A b	3.97128	0.0505 ± 0.0012	< 0.18	1.19 ± 0.16	1.23 ± 0.05	0.79 ± 0.15	1539 ± 40
TOI-3464 b	3.65156	0.0515 ± 0.0013	< 0.25	1.25 ± 0.27	1.23 ± 0.06	0.83 ± 0.24	1693 ± 54
TOI-3474 b	3.87951	0.0502 ± 0.0010	< 0.13	0.61 ± 0.15	1.31 ± 0.03	0.337 ± 0.084	1451 ± 38
TOI-3486 b	2.21778	0.0314 ± 0.0005	< 0.078	0.312 ± 0.057	0.94 ± 0.03	0.46 ± 0.10	1190 ± 28
TOI-3523A b	2.30459	0.0356 ± 0.0008	< 0.047	1.37 ± 0.12	1.43 ± 0.04	0.59 ± 0.05	1984 ± 33
TOI-3593 b	3.82129	0.0481 ± 0.0007	0.11 +0.05/-0.03	1.78 ± 0.13	0.98 ± 0.03	2.31 ± 0.26	1170 ± 22
TOI-3682 b	3.34624	0.0480 ± 0.0015	< 0.22	0.22 ± 0.08	1.14 ± 0.04	0.181 ± 0.067	1657 ± 25
TOI-3856 b	2.04360	0.0325 ± 0.0005	< 0.083	0.54 ± 0.10	1.21 ± 0.03	0.371 ± 0.076	1544 ± 14
TOI-3877 b	4.12360	0.0529 ± 0.0014	< 0.22	0.314 ± 0.069	1.04 ± 0.04	0.34 +0.10/-0.08	1445 ± 19
TOI-3980 b	3.60893	0.0494 ± 0.0018	< 0.16	0.59 ± 0.19	1.29 +0.20/-0.10	0.25 ± 0.14	1621 ± 29
TOI-4214 b	3.49139	0.0502 ± 0.0009	< 0.17	0.52 ± 0.054	0.95 ± 0.03	0.74 ± 0.11	1642 ± 47
TOI-4487A b	3.95407	0.0545 ± 0.0009	< 0.083	1.25 ± 0.16	1.30 ± 0.07	0.70 ± 0.16	1639 ± 17
TOI-4734 b	6.23563	0.074 ± 0.002	< 0.12	0.194 ± 0.033	0.974 ± 0.025	0.26 ± 0.046	1468 ± 36
TOI-4794 b	3.56581	0.049 ± 0.001	< 0.10	0.97 ± 0.24	1.28 ± 0.04	0.57 ± 0.15	1673 ± 35
TOI-4961 b	7.47918	0.0726 ± 0.0013	0.18 ± 0.05	1.80 ± 0.23	1.10 ± 0.04	1.67 ± 0.28	919 ± 30
TOI-5181A b	3.89223	0.0522 ± 0.001	< 0.15	1.04 ± 0.17	1.19 ± 0.04	0.76 ± 0.16	1585 ± 32
TOI-5210 b	4.56611	0.0557 ± 0.0012	< 0.066	0.26 ± 0.04	0.96 ± 0.03	0.364 ± 0.068	1286 ± 21
TOI-5322 b	5.42332	0.0604 ± 0.001	< 0.055	0.58 ± 0.08	1.48 ± 0.03	0.22 ± 0.03	1350 ± 21
TOI-5340 b	4.93944	0.0628 +0.0011/-0.0024	< 0.13	0.85 ± 0.25	1.345 ± 0.05	0.43 ± 0.15	1566 ± 29
TOI-5386A b	3.62157	0.0486 ± 0.0008	< 0.072	0.49 ± 0.05	1.31 ± 0.03	0.27 ± 0.03	1488 ± 16
TOI-5592 b	2.60858	0.0394 ± 0.0008	< 0.062	0.90 ± 0.07	1.53 +0.32/-0.16 *	0.22 ± 0.12	1789 ± 25

*Транзит планеты TOI-5592 b является скользящим.

Новые планеты (показаны желтым цветом) на диаграммах: a) «Масса – Радиус», b) «Масса – Средняя плотность», c) «Эффективная температура – Радиус», d) «Эффективная температура – Масса». Зеленым и оранжевым цветом показаны 10 и 20 планет, открытых этим же научным коллективом в 2022 и 2023 годах, серым цветом – остальные транзитные планеты-гиганты с измеренной массой.

Богатая статистика горячих юпитеров поможет лучше понимать пути образования и эволюции этих планет и планетных систем в целом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.01855

 

 

5 июля 2025
TOI-4465 b: массивный газовый гигант на 102-дневной орбите

Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако наибольший интерес представляют как раз относительно прохладные транзитные планеты с орбитальными периодами в десятки и сотни суток.

В настоящее время основной «фабрикой» по открытию новых экзопланет выступает миссия TESS. Время наблюдений одного сектора TESS составляет всего 27.4 суток, поэтому долгопериодические кандидаты представлены, как правило, только одним транзитным событием. Наблюдения единственного транзита позволяют измерить радиус планеты, но не ее орбитальный период. Чтобы точно определить орбитальный период возможной планеты, измерить ее массу и эксцентриситет орбиты, обычно используют метод лучевых скоростей. Окончательным подтверждением планетной природы транзитного кандидата является наблюдение еще одного транзита в предсказанное время.

26 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию долгопериодической транзитной планеты TOI-4465 b. Ее родительская звезда попала на 26, 40 и 53 сектора TESS. На 40 секторе на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие глубиной около 2%, говорящее о возможном наличии планеты газового гиганта. Чтобы определить основные параметры планеты, авторы получили 56 измерений лучевой скорости TOI-4465 на спектрографе APF, 15 измерений на CHIRON и 14 на TRES. Наконец, в ожидаемое время с 9 по 13 августа 2022 года большой коллектив наблюдателей, включая любителей астрономии, пытались зафиксировать еще один транзит этой планеты. Несмотря на некоторые трудности (так, транзит длился 12 часов, поэтому наземным наблюдателям удавалось увидеть или его начало, или конец), затея увенчалась успехом.

TOI-4465 – солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 121.9 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.014 ± 0.041 солнечных радиусов, светимость – в 0.823 ± 0.010 солнечной светимости.

При радиусе 1.25 ± 0.08 радиусов Юпитера масса планеты TOI-4465 b достигает 5.89 ± 0.26 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.73 ± 0.53 г/куб.см. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.416 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.01, и делает один оборот за 101.9405 ± 0.0004 суток. Его эффективная температура меняется от 375 ± 13 К в апоцентре до 478 ± 15 К в перицентре.

Планета TOI-4465 b (показана лиловым ромбом и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Цвет планет отражает их массу, цветовая шкала расположена справа от графика. TOI-4465 b является самой крупной среди всех планет с периодом больше 100 суток.

Из-за большой массы и умеренной температуры шкала высот в атмосфере планеты ожидается небольшой, что делает TOI-4465 b трудной целью для трансмиссионной спектроскопии. Однако гигант будет прекрасной целью для эмиссионной спектроскопии (зависимости от длины волны уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду) – это третья планета среди всех известных по величине метрики эмиссионного спектра.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.20019

 

 

2 июля 2025
TOI-1846 b: суперземля из «долины радиусов»

Хорошо известно, что распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и окутанные водородно-гелиевыми атмосферами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Планеты, попавшие в долину радиусов, вызывают повышенный интерес, потому что их физическая природа до сих пор неясна.

Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез, среди которых основные – фотоиспарение водородных атмосфер небольших планет под влиянием жесткого излучения родительской звезды, тепловое истечение первичных атмосфер под действием энергии, приходящей из недр молодой планеты, формирование планет из протопланетного вещества разного состава – внутри снеговой линии или за ее пределами. Всестороннее изучение немногочисленных планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли поможет разобраться в этом вопросе.

24 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов TOI-1846 b. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, ее массу еще предстоит измерить.

TOI-1846 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 47.24 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.418 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.40 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 43.4 раза меньше солнечной. Возраст звезды плохо определен – как 7.2 ^+4.6/_-5.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов в полтора раза больше солнечного.

TOI-1846 попала на 25 секторов TESS. Богатые и долгие ряды наблюдений позволили обнаружить транзитный сигнал с периодом 3.93067 суток и глубиной ~0.17%, соответствующей планете радиусом 1.79 ± 0.07 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы транзитного кандидата не превышает 2·10^-4. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0365 ± 0.0007 а.е. (~19.75 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 568 ± 6 К.

Чтобы оценить химический состав TOI-1846 b, необходимо определить ее среднюю плотность, а для этого – измерить массу. Если исходить из эмпирических соотношений масса-радиус для уже известных планет, масса TOI-1846 b скорее всего попадет в интервал 4.4 ^+1.6/_-1.0 масс Земли. Такая планета будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой 1.6-7 м/с – вполне доступные современным высокоточным инфракрасным спектрографам, например, MAROON-X. Нет сомнений, что в ближайшее время масса TOI-1846 b будет измерена.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.18550

 

 

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 2023_2 2024_1 2024_2 2025_1