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

19 августа 2019
Система GJ 1061: три землеподобные планеты, одна в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

3 августа 2019
WASP-178 b, WASP-184 b, WASP-185 b и WASP-192 b: разнообразие горячих гигантов
прямая ссылка на эту новость

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

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

Таблица 1. Свойства родительских звезд

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

Таблица 2. Свойства планет

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

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

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

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

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

 

 

1 августа 2019
Открыта третья (не транзитная) планета в системе GJ 357
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

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

 

 

30 июля 2019
Система K2-146: два мини-нептуна в орбитальном резонансе 3:2
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

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


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


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

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

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

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

 

 

25 июля 2019
Новый алгоритм обнаруживает небольшие планеты миссии K2, ранее скрытые в шумах
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

18 июля 2019
Открыта пятая планета в системе Kepler-82
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

 

 

12 июля 2019
Определена распространенность планет у М-звезд в окрестностях Солнца
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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


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

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


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

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


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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

3 июля 2019
Три солнца в небе: землеразмерная планета у близкого красного карлика LTT 1445A
прямая ссылка на эту новость

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

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

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

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

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

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

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.10147.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1