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

11 апреля 2019
TOI-150 b: транзитный горячий юпитер из «зоны длительного наблюдения» TESS
прямая ссылка на эту новость

Наблюдательная стратегия миссии TESS заключается в быстром (за 2 года) охвате почти всей небесной сферы, кроме 12-градусной полосы вдоль небесного экватора. Каждый наблюдательный сектор мониторится по 27 суток, это ограничивает возможности миссии в поиске долгопериодических транзитных планет. Однако ближе к полюсам эклиптики сектора частично перекрываются и время наблюдений увеличивается. Околополярные области радиусом ~12° будут непрерывно наблюдаться в течение 351 суток каждая – эти области получили название «зон длительного наблюдения» (continuous viewing zone).

27 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего гиганта TOI-150 b, расположенного в южной «зоне длительного наблюдения». Транзитный кандидат был замечен еще на первом секторе. Родительская звезда прошла стандартную процедуру валидации (в частности, кривую блеска пришлось «очищать» от светового загрязнения, создаваемого соседней звездой, попавшей на тот же пиксель матрицы TESS). Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PFS.

Звезда TOI-150 (TIC 271893367, TYC 9191-519-1) удалена от нас на 336 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 1.25 +0.07/-0.12 солнечных масс, радиус – в 1.551 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость в 2.85 раза превосходит солнечную. Судя по всему, TOI-150 недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 4.3 +2.6/-1.4 млрд. лет.

При радиусе 1.38 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-150 b достигает 1.72 ± 0.09 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ± 0.08 г/куб.см. Этот горячий гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0643 ± 0.0027 а.е. (~8.9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.145 ± 0.025, и делает один оборот за 5.85734 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1422 ± 37К.

Авторы обсуждают несколько возможностей дальнейшего изучения TOI-150 b. Точные измерения лучевой скорости звезды во время транзита позволят по эффекту Мак-Лафлина определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды. Практически непрерывный мониторинг кривой блеска звезды в течение года позволит обнаружить дополнительные транзитные планеты в этой системе (если они есть) или, методом тайминга транзитов – не транзитные планеты-гиганты (опять-таки если они есть). Наконец, сравнительная яркость TOI-150 (ее видимая звездная величина +11.39) делает эту систему хорошей целью для изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.09710.pdf

 

 

9 апреля 2019
Gliese 49 b: близкая суперземля с температурным режимом Меркурия
прямая ссылка на эту новость

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет. Благодаря сравнительно малой массе таких звезд их отклик на гравитационное влияние планет оказывается более заметным, чем отклик солнцеподобных звезд. Однако красные карлики часто отличаются повышенной активностью, которая может как скрывать, так и имитировать влияние планет. Поэтому тщательный и аккуратный учет различных проявлений звездной активности – совершенно необходимое звено в поисках планет малой массы, наводящих на свою звезду колебания с полуамплитудой всего несколько метров в секунду.

26 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию теплой суперземли у красного карлика Gliese 49 b. Авторы проанализировали замеры лучевой скорости звезды, сделанные на протяжении 21.5 лет, из которых большинство было получено на высокоточных спектрографах HARPS-N (137 замеров) и CARMENES (80 замеров). Также авторы учли 21 замер лучевой скорости Gliese 49, полученный на спектрографе HIRES другими авторами. Богатый ряд данных и фотометрические наблюдения позволили отфильтровать различные виды активности родительской звезды и выделить RV-сигнал, остающийся когерентным на протяжении многих лет. Этот сигнал не сопровождается никакими маркерами звездной активности, так что авторы исследования пришли к выводу, что он вызван планетой на эксцентричной орбите.

Gliese 49 (Wolf 46, HIP 4872) – красный карлик спектрального класса M1.5 V , удаленный от нас на 9.856 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.515 ± 0.019 солнечных масс, радиус – в 0.51 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 4.94 ± 0.09% солнечной. На расстоянии 293.1 угловых секунд (~2900 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон Gliese 51 спектрального класса M5 V.

Минимальная масса (параметр sin i) планеты Gliese 49 b оценивается в 5.63 ± 0.68 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.0905 ± 0.0011 а.е. и эксцентриситетом 0.36 ± 0.1, и делает один оборот за 13.851 ± 0.005 земных суток. Ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура ~350К в предположении нулевого альбедо). Скорее всего, это мини-нептун, вероятность его транзитной конфигурации – 2%.

Кроме открытия планеты Gliese 49 b авторы отследили несколько циклов звездной активности разной природы и предсказали уровень активности Gliese 49 на ближайшие годы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1903.04808.pdf

 

 

7 апреля 2019
GJ 378 b: очень теплый нептун у красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Распределение внесолнечных планет на плоскости «масса – радиус» отражает важные особенности формирования планетных систем. В частности, наблюдается резкий дефицит горячих нептунов в сравнении с горячими юпитерами и горячими суперземлями. Этот дефицит, называемый «пустыней нептунов», объясняют фотоиспарением водорода и гелия из атмосфер планет этого типа (лишившись наиболее летучих элементов, горячие нептуны уменьшаются в размерах и переходят в размерный класс суперземель).

Пока не ясно, существует ли «пустыня нептунов» у звезд красных карликов. Количество известных планет у красных карликов мало для надежных выводов. Поэтому открытие новых планет, по своим свойствам лежащих внутри или вблизи границы «пустыни» представляет большой интерес.

19 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию нептуна у сравнительно близкого красного карлика GJ 378. Открытие было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE. Одна из наблюдательных программ, ведущихся на этом спектрографе и кратко называемая SP3, посвящена поиску планет у близких (до 12 пк) красных карликов. В рамках этой программы уже была открыта одна планета (Gliese 96 b) и независимо подтверждена еще одна (GJ 617A b).

В 2015-2018 годах авторы получили 62 замера лучевой скорости GJ 378. Из них 18 оказались загрязнены лунным светом, и их исключили из рассмотрения. Впрочем, результат анализа 62 наблюдений отличается от результата анализа 44 «незагрязненных» замеров только большей «шумностью».

GJ 378 (HIP 49189) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 14.961 ± 0.007 пк. Его масса оценивается в 0.56 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 6 ± 1% светимости Солнца. Судя по низкой активности и медленному вращению (период вращения звезды вокруг своей оси достигает 40.5 ± 4 суток) GJ 378 отличается зрелым возрастом.

Лучевая скорость звезды демонстрирует хорошо выраженные когерентные колебания с периодом 3.822 ± 0.001 земных суток, не сопровождающиеся ни одним признаком звездной активности. Авторы пришли к выводу, что эти колебания вызваны планетой с минимальной массой (параметром m sin i) 13 ± 2 масс Земли, вращающейся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0394 ± 0.0002 а.е. и эксцентриситетом 0.11 +0.13/-0.08. Эффективная температура планеты оценивается в ~630К для альбедо 0.3 (альбедо Земли) и эффективного теплопереноса на ночную сторону, и ~830К для альбедо, равного нулю.

Авторы отмечают, что замеры лучевой скорости ложатся на наилучшую кеплеровскую кривую планеты GJ 378 b не слишком хорошо, среднее отклонение достигает 4.86 м/с. Скорее всего, в этой системе есть еще планеты, но пока данных недостаточно, чтобы надежно выделить дополнительные RV-сигналы.

Вероятность транзитной конфигурации планеты GJ 378 b оценивается в 6.5 ± 0.5%, ожидаемая глубина транзита (для радиуса ~4.7 радиусов Земли) – 0.58%. Эта величина доступна даже для наземных наблюдений, и конечно, транзиты такой глубины легко могут быть зафиксированы космическими телескопами, например, TESS или ChEOPS. Поскольку планета почти наверняка окружена горячей водородной короной, в линии Лайман-альфа глубина транзитов может быть гораздо больше, чем в оптическом диапазоне, а вероятность транзитной конфигурации – выше.


Планета GJ 378 b (показана красной звездой) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Оранжевыми кружками показаны планеты красных карликов. Серым цветом отмечена «пустыня горячих нептунов». Оранжевыми кружками с крестиками показаны планеты GJ436 b и GJ3470 b.

Авторы призывают продолжить мониторинг лучевой скорости звезды GJ 378, особенно с помощью высокоточных инфракрасных спектрографов. Это поможет обнаружить и другие планеты системы (которые почти наверняка есть).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1902.05998.pdf

 

 

4 апреля 2019
Измерение масс планет в системе Kepler-107: последствия катастрофического столкновения
прямая ссылка на эту новость

Измерение масс субнептунов (планет с радиусами менее 3 радиусов Земли) показало огромное разнообразие их свойств, включая средние плотности и химический состав. Среди небольших планет попадаются и «воздушные» с высокой долей летучих элементов, и очень плотные, чей состав приближается к составу Меркурия, со всеми промежуточными вариантами. Предолагают, что эта разница обусловлена не только разницей начальных условий, т.е. свойств протопланетных дисков, но и дальнейшей эволюцией, в которой могло происходить как фотоиспарение атмосфер, так и катастрофические столкновения планет друг с другом.

В начале февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе Kepler-107. Компактная плотно упакованная система Kepler-107 была представлена в 2014 году. Она включает в себя четыре транзитные планеты с орбитальными периодами 3.18, 4.90, 7.96 и 14.75 суток и радиусами 1.54, 1.60, 0.86 и 2.90 радиусов Земли, соответственно. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:2, планеты c и e – к резонансу 3:1.

Для измерения масс планет было сделано 114 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Это позволило определить массу планеты c, оценить массы планет b и e, и наложить верхний предел на массу планеты d.

Что же оказалось? При том, что радиусы и эффективные температуры внутренних планет b и c близки друг к другу (1593 ± 19К и 1379 ± 17К), масса второй планеты (9.4 ± 1.8 масс Земли) оказалась гораздо выше массы первой (3.5 ± 1.5 масс Земли)! Соответственно, выше и средние плотности – 12.65 ± 2.45 г/куб.см против 5.3 ± 2.3 г/куб.см. Массу четвертой планеты оценили в 8.6 ± 3.6 масс Земли, а на массу третьей был наложен только верхний предел в 3.8 масс Земли.


Планеты системы Kepler-107 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, водно-каменного, чисто каменного и чисто железного состава, а также состоящих из холодной смеси водорода и гелия. Серой пунктирной линией показано минимальное отношение радиус-масса для планет, образовавшихся в результате колоссального столкновения.

Разницу в массах планет b и c невозможно объяснить фотоиспарением атмосфер – гораздо плотнее тут оказывается вторая, менее нагретая планета. Средняя плотность Kepler-107 c говорит о том, что доля железа в ее составе достигает ~70%, а доля силикатов – всего около 30%. Такой состав (при гораздо меньшей плотности остальных планет) можно объяснить только гигантским столкновением, которое привело к потере значительной части силикатной мантии и полной потере остальных летучих. Моделирование высокоскоростного столкновения двух планет с массами около 10 масс Земли хорошо воспроизводит предполагаемый состав планеты c.

Г ипотезы гигантского столкновения уже привлекались для объяснения необычного состава Меркурия, формирования системы Земля-Луна и высокого наклонения Урана.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1902/1902.01316.pdf

 

 

2 апреля 2019
TOI-172 b: массивный гигант на эксцентричной орбите
прямая ссылка на эту новость

Горячие гиганты формируются за снеговой линией, а затем оказываются на своих текущих орбитах либо в результате спокойной миграции в протопланетном диске, либо в результате планет-планетного рассеяния и дальнейшего скругления высокоэксцентричных орбит приливными силами. Однако время такого скругления сильно зависит от орбитального периода планеты и может составлять (для аналога Юпитера, вращающегося вокруг солнцеподобной звезды) от нескольких миллионов лет для периода в 0.5 земных суток до сотен миллиардов лет для периода в 10 земных суток. Для сравнительно долгопериодических горячих юпитеров с периодами 5-10 суток время скругления орбит превышает возраст Вселенной, это означает, что их текущие эксцентриситеты близки к изначальным и отражают динамическую историю системы. Изучение таких «динамически молодых» систем поможет определить долю горячих гигантов, образующихся по разным сценариям и уточнить картину планетообразования в целом.

20 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивного эксцентричного гиганта TOI-172 b, обнаруженного миссией TESS. Транзитный кандидат был найден на 1 секторе TESS, наблюдавшемся с 25 июля по 22 августа 2018 года, дальнейшее подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FEROS и TRES.

Звезда TOI-172 (TIC 29857954, TYC 6932-00301-1) удалена от нас на 336.5 ± 6.8 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.06 солнечных масс, радиус достигает 1.78 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость почти в 2.9 раза превосходит солнечную. Звезда уже явно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 7.4 ± 1.6 млрд. лет.

На расстоянии 1.1 угловых секунд от TOI-172 находится компаньон примерно на 5 звездных величин слабее. Однако предварительные оценки расстояния до этого компаньона показывают, что он является звездой заднего фона и физически не связан с TOI-172. Учет светового загрязнения кривой блеска меняет радиус планеты лишь на 0.5%, так что в дальнейшем авторы пренебрегают этим фактором.

Масса планеты TOI-172 b достигает 5.42 ± 0.22 масс Юпитера, что при радиусе 0.965 ± 0.03 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 7.53 +0.65/-0.72 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0914 ± 0.0017 а.е. (~11.1 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.381 ± 0.009, и делает один оборот за 9.4773 ± 0.0008 земных суток.


Планета TOI-172 b (отмечена стрелкой) на плоскости «орбитальный период – эксцентриситет орбиты» на фоне других экзопланет. Цветом показана масса планет (цветовая шкала расположена справа от графика).

Таким образом, планета TOI-172 b пополнила собой короткий список массивных эксцентричных планет с орбитальным периодом короче 20 суток. Пока не ясно, как она оказалась на своей настоящей орбите. С одной стороны, сравнительно высокий эксцентриситет ее орбиты говорит о планет-планетном рассеянии, с другой – одно рассеяние не смогло бы привести эту планету со снеговой линии на текущую орбиту. Возможно, в динамической истории TOI-172 b была и миграция в протопланетном диске, и существенное взаимодействие с третьим телом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.09950.pdf

 

 

31 марта 2019
Методом лучевых скоростей подтверждены низкие плотности планет в системе Kepler-9
прямая ссылка на эту новость

Одним из важных достижений миссии «Кеплер» стала демонстрация TTV-метода, позволяющего измерять массы транзитных планет у звезд, слишком тусклых для точного измерения их лучевых скоростей. Обычно заметные вариации времени наступления транзитов наблюдаются в многопланетных системах, в которых планеты находятся в одном из орбитальных резонансов низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды соотносятся друг с другом как небольшие целые числа). Амплитуда отклонений времени наступления транзитов от линейных эфемерид (т.е. от строгой периодичности, реализующейся в отсутствии гравитационного взаимодействия планет друг с другом) в резонансных системах может достигать часов, а в отдельных случаях – даже суток.

Однако по мере роста количества TTV-планет стала прорисовываться систематическая разница в средней плотности между планетами, чья масса была измерена методом лучевых скоростей, и планетами, чья масса была измерена таймингом транзитов. Это вызвало подозрения, что метод тайминга содержит скрытые дефекты. Масла в огонь подлила ситуация с системой Kepler-9, включающей два транзитных субсатурна с орбитальными периодами 19.24 и 38.91 земных суток – первооткрыватели оценили их массы методом лучевых скоростей и получили значения ~80 и ~54.3 масс Земли, а последующий TTV-анализ дал совсем другие значения – 43.5 и 30 масс Земли.

Чтобы разобраться с этой дихотомией, необходимо измерять массы как можно большего количества планет обоими методами одновременно. Особенно важно было уточнить массы планет в системе Kepler-9. И это было сделано коллективом европейских астрономов под руководством Л. Борсато (L. Borsato). Они провели 16 измерений лучевой скорости звезды Kepler-9 с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N, причем старались делать замеры в моменты, для которых оба метода давали максимально различные предсказания. Дело осложнялось тусклостью родительской звезды (+13.9), приведшей к сравнительно низкой точности единичного замера ~11 м/с.

Что же оказалось? Новые RV-измерения подтвердили значения масс, полученных TTV-методом! Масса планеты Kepler-9 b оказалась равной 43.4 +1.6/-2.0 масс Земли, а масса планеты Kepler-9 c – 29.9 +1.1/-1.3 масс Земли. Их средние плотности, в свою очередь, равны 0.42 +0.06/-0.09 г/куб.см и 0.31 ± 0.06 г/куб.см – перед нами легкие газовые гиганты.

Это серьезный довод в пользу надежности метода тайминга транзитов и одновременно напоминание, что любой результат в науке должен проверяться и перепроверяться.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.05471.pdf

 

 

30 марта 2019
KOI-1599 b, c: две суперземли в орбитальном резонансе 3:2
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил сотни внесолнечных многопланетных систем. Анализ отношений орбитальных периодов планет в этих системах показал недостаток систем с резонансами первого порядка (в которых орбитальные периоды соседних планет относятся друг к другу как числа вида (n +1)/n , n = 1, 2, …) при относительной распространенности резонанса 3:2. Планеты, находящиеся в резонансе или близкие к нему, часто возмущают движение друг друга достаточно сильно, чтобы вызывать заметные периодические отклонения моментов наступления транзитов от линейных эфемерид (т.е. от строгой периодичности, реализующейся в отсутствии гравитационного взаимодействия планет друг с другом). Анализ вариаций времени наступления транзитов (т.н. TTV-метод) позволяет оценить массу планет, даже если родительская звезда тусклая и метод лучевых скоростей оказывается бессилен.

26 марта 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная резонансной двухпланетной системе KOI-1599, находящейся на Поле Кеплера. Авторы проанализировали все 17 наблюдательных кварталов и обнаружили хорошо заметные синусоидальные вариации времени наступления транзитов обеих планет, находящиеся в противофазе – неопровержимое свидетельство того, что обе планеты вращаются вокруг одной звезды и гравитационно взаимодействуют друг с другом. Отношения периодов планет чрезвычайно близки к 3:2. TTV-анализ позволил оценить массы обеих планет, которые из-за слабого блеска родительской звезды было бы крайне затруднительно оценить методом лучевых скоростей.

KOI-1599 (KIC 5474613) – солнцеподобная звезда, чьи параметры, к сожалению, известны с большими погрешностями. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 0.97 +0.29/-0.10 солнечных радиусов. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14.8) его можно оценить в ~986 пк.

Кривая блеска KOI-1599 демонстрирует два транзитных сигнала, соответствующих планетам с периодами 13.6088 ± 0.0006 и 20.4415 ± 0.0013 земных суток и приблизительно одинаковыми размерами – 1.9 ± 0.2 и 1.9 ± 0.3 радиусов Земли, соответственно. Система достаточно плоская – наклонение орбит обеих планет отличается друг от друга на 1.2°.

Моделирование этой системы с помощью эволюционного алгоритма GEA показало, что наблюдаемые вариации времени наступления транзитов могут описать две модели. В «массивной» модели массы внутренней и внешней планет составляют 9.0 ± 0.3 и 4.6 ± 0.3 масс Земли, в «легкой» модели – 7 и 3.6 масс Земли (с погрешностью около 10%). Модели описывают разные конфигурации системы – в «массивной» аргументы перицентров обеих планет отличаются примерно на 180°, а эксцентриситеты малы (~0.01). В «легкой» возможны и сонаправленные орбиты, а эксцентриситеты могут достигать величины 0.01-0.05. Пока неизвестно, какая из моделей ближе к истине, хотя сами авторы склоняются к «легкому» варианту (он легче воспроизводится при моделировании попадания системы в текущую конфигурацию в процессе миграции). В этом случае средние плотности внутренней и внешней планет составят 5.6 ± 0.5 и 2.9 ± 0.6 г/куб.см, соответственно.


Планеты системы KOI-1599 на плоскости «масса – радиус» в «массивной» (показаны синим цветом) и «легкой» (показаны красным цветом) моделях. Цветными линиями отражены модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, водно-силикатного состава и состоящие из 95% силикатов и 5% железа.

Если внешняя планета в этой системе – типичный мини-нептун (особенно в «легкой» модели), то внутренняя является переходной между железокаменными суперземлями и супер-ганимедами. Маловероятно, что она состоит из одних силикатов, скорее всего, ее массивное железокаменное ядро окружено оболочкой из летучих веществ (преимущественно водяного льда).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.01435.pdf

 

 

17 марта 2019
TOI-125: первая компактная многопланетная система от миссии TESS
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных открытий основной миссии «Кеплера» стало обнаружение компактных многопланетных систем, в которых орбиты четырех, пяти, и даже шести планет оказывались плотно упакованными глубоко внутри орбиты Меркурия. Однако такие системы, как правило, были найдены у довольно тусклых звезд, чей слабый блеск затруднял измерение масс планет методом лучевых скоростей и делал практически невозможным изучение свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии. Миссия TESS, напротив, ищет планеты у достаточно ярких звезд, за два года она должна охватить наблюдениями большую часть небесной сферы (кроме широкой полосы вдоль эклиптики). 29 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию многопланетной системы TOI-125 – первой компактной плотно упакованной планетной системы TESS. В отличие от аналогичных систем «Кеплера», TOI-125 принадлежит достаточно яркой звезде – ее видимая звездная величина +10.89, а в инфракрасной полосе K – даже +9.0, что делает ее удобной для дальнейших исследований.

TOI-125 (TIC 52368076, TYC 88956-00192-1) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 111.4 ± 1.3 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.02 солнечных радиуса, светимость составляет ~51% от светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом – авторы оценивают его в 6.6 +4.6/-4.2 млрд. лет. Согласно данным, полученным астрометрической миссией «Гайя», и наблюдениям окрестностей звезды на телескопе Gemini, рядом с TOI-125 нет компаньонов, способных имитировать транзитный сигнал. Также никаких более-менее ярких фоновых звезд в этой точке неба не обнаружено на архивных снимках. Это означает, что звезда TOI-125 является одиночной, и транзитные кандидаты, скорее всего, вращаются именно вокруг нее.

Кривая блеска TOI-125 демонстрирует пять транзитных сигналов разной степени достоверности. Два кандидата полностью прошли процедуру валидации и представлены как планеты, остальные остаются пока в качестве кандидатов.

В настоящий момент система TOI-125 выглядит так.

Самой внутренней планетой является кандидат TOI-125.04. Его орбитальный период – всего 12.7 часов (0.52847 ± 0.00004 земных суток), глубина транзита соответствует планете радиусом 1.36 ± 0.16 радиусов Земли. Кандидат вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~3 звездных радиусов, его эффективная температура оценивается в 2126 ± 29К. У TOI -125.04 низкое (~5.2) отношение сигнал/шум (проще говоря, слишком мелкий транзит) для надежного открытия, но авторы показывают, что, будучи железокаменной, планета такого радиуса будет наводить на звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 2.2 м/с, вполне доступной для измерений.

Далее расположена планета TOI-125 b, прошедшая валидацию. Это горячий мини-нептун с радиусом 2.76 ± 0.09 радиусов Земли, делающий один оборот за 4.6538 ± 0.0003 земных суток. Среднее расстояние между звездой и планетой – 13 звездных радиусов, эффективная температура оценивается в 1029 ± 14К.

Третьей планетой системы является TOI-125 c, также прошедшая валидацию. Радиус этого мини-нептуна – 2.79 ± 0.1 радиусов Земли, орбитальный период – 9.1507 ± 0.0007 земных суток, эффективная температура – 821 ± 11К. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 2:1 (отношение их периодов составляет 1.967), что должно приводить к сильному гравитационному взаимодействию и заметным вариациям времени наступления транзитов (до 4 минут). Однако регистрация возможных TTV-сигналов – дело будущего, пока погрешности измерения времени наступления транзитов в миссии TESS делают подобные величины недоступными для измерения.

Четвертый транзитный кандидат в этой системе – TOI -125.05, и авторы сами сомневаются в его реальности. Он проявляется на кривой блеска еле заметным V-образным сигналом, означающим скользящий транзит. Орбитальный период четвертого кандидата – 13.278 суток, его радиус определить не удалось. Возможно, четвертая планета не так и мала (например, она может быть нептуном и даже субсатурном). Авторы и здесь надеются на метод лучевых скоростей – будучи полновесным субсатурном, планета может наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой 5-77 м/с. Но пока достоверность этого кандидата – самая низкая из всех в этой системе.

Пятый кандидат – TOI -125.03 – имеет высокое отношение сигнал/шум, его радиус достигает 2.94 ± 0.16 радиусов Земли, орбитальный период – 19.981 ± 0.005 земных суток. Планета осталась в статусе кандидата, поскольку за время наблюдений у нее наблюдались только два транзитных события, а для надежной регистрации необходимо три. Планета вращается на расстоянии ~35 звездных радиусов, ее эффективная температура составляет 634 ± 9К. Таким образом, все обнаруженные планеты в этой системе оказываются горячее Меркурия.

Авторы провели анализ динамической устойчивости этой системы, учитывая только планеты b, c и кандидата .03, и нашли, что эксцентриситеты всех трех планет могут заметно отличаться от нуля (0.18 +0.14/-0.10 для планеты b, 0.065 +0.067/-0.046 для планеты c и 0.075 +0.056/-0.051 для .03). Если планета .05 действительно существует и имеет заметную массу, анализ придется проводить заново.

Также авторы оценили возможность измерения масс всех пяти возможных планет методом лучевых скоростей. Поскольку звезда TOI-125 – яркая и спокойная, с низкой скоростью вращения, ее лучевые скорости могут быть измерены с погрешностью не хуже 1 м/с. Положив наиболее вероятные значения масс трех мини-нептунов b, c и .03 в 8.5, 8.6 и 9.5 масс Земли, исследователи оценили соответствующие полуамплитуды колебаний лучевой скорости в 3.65, 2.88 и 2.45 м/с, вполне доступные для измерения современными средствами. Самая внутренняя планета может наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой 2.2 м/с. Однако поскольку планет много, для аккуратного измерения их масс потребуется значительное количество замеров, по порядку величины не менее сотни. Несомненно, все это будет проделано в ближайшие годы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.09092.pdf

 

 

14 марта 2019
Обнаружен легкий нептун у близкого красного карлика GJ 686
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – наиболее многочисленные звезды Галактики. Открытия последних лет показали, что подавляющее большинство красных карликов окружены планетными системами, в составе которых преобладают небольшие планеты – нептуны, суперземли и земли. Поиском планет у маломассивных звезд занимается целый ряд наблюдательных программ, использующих различные методы – транзитный, лучевых скоростей, гравитационного микролинзирования. Одной из таких программ является HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) – основанный на измерениях лучевых скоростей с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N, он ведет поиск планет у близких и сравнительно ярких красных карликов в окрестностях Солнца.

4 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию обзором HADES легкого нептуна у близкой звезды GJ 686. Для анализа авторы работы объединили 64 замера лучевой скорости, полученные на HARPS-N, с более ранними замерами, сделанными спектрографами HIRES (114 замеров) и HARPS (20 замеров). Общее время наблюдений превысило 20 лет – первый замер был получен 5 июня 1997 года, последний – 20 октября 2017 года.

Долгий и богатый ряд наблюдений позволил выявить как периоды, обусловленные звездной активностью, так и четкий когерентный RV-сигнал, наведенный планетой. Был определен период вращения звезды вокруг своей оси (около 37 суток) и обнаружен цикл активности, аналогичный солнечному (с периодом 2267 ± 50 суток).

GJ 686 (HIP 86287) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 8.159 ± 0.002 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.42 ± 0.05 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость составляет 2.8 ± 0.6% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в два раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Судя по сравнительно большому периоду вращения, GJ 686 имеет зрелый возраст.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 686 b оценивается в 7.1 ± 0.9 масс Земли. Этот легкий нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.091 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 15.5321 ± 0.0017 земных суток. Его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, эффективная температура составляет 379 ± 25К (в предположении нулевого альбедо).

Поскольку лучевая скорость звезды не показывает дополнительного долговременного дрейфа, а положение на небесной сфере по данным «Гайи» помимо параллакса не показывает каких-либо колебаний, авторы приходят к выводу об отсутствии у GJ 686 планет-гигантов или коричневых карликов на широких орбитах.


Планеты у красных карликов, открытые методом лучевых скоростей, на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Планета GJ 686 b показана черной пятилучевой звездой. Планеты, открытые обзором HIRES, показаны красными звездами. Горизонтальные пунктирные линии соответствуют массам (снизу вверх) Нептуна, Сатурна и Юпитера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.05338.pdf

 

 

12 марта 2019
K2-286 b: транзитный мини-нептун у внутреннего края обитаемой зоны
прямая ссылка на эту новость

70% звезд нашей Галактики являются красными карликами, поэтому изучение особенностей планетных систем красных карликов представляет особый интерес. Благодаря сравнительно малым размерам этих звезд транзиты планет по их дискам при прочих равных оказываются глубже, чем транзиты по дискам солнцеподобных звезд, что облегчает обнаружение небольших планет. С другой стороны, благодаря малой массе красных карликов они заметнее откликаются на гравитационное влияние своих планет (в том числе маломассивных). Наконец, из-за низкой светимости M -звезд их обитаемая зона оказывается компактной, и в нее попадают планеты с орбитальными периодами порядка месяца, а не года, как у солнцеподобных звезд. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики прекрасной целью для поисков потенциально обитаемых планет (планет земного типа и суперземель в обитаемой зоне).

16 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика K2-286 (EPIC 249889081). Звезду наблюдал «Кеплер» в рамках 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, продлившейся с 23 августа по 30 ноября 2017 года. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, массу планеты оценили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.

K2-286 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 76.3 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 9% от светимости Солнца. Отсутствие заметного рентгеновского излучения и сравнительно большой период вращения вокруг своей оси (23.8 ± 3.7 суток) говорит о том, что перед нами звезда зрелого возраста.

Радиус планеты K2-286 b составляет 2.1 ± 0.2 радиуса Земли. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.177 ± 0.02 а.е. (эксцентриситет орбиты оценить не удалось) и делает один оборот за 27.359 ± 0.005 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении альбедо, равного альбедо Земли – 0.3) оценивается в 347 +21/-11 К. Хотя формально планета находится внутри оптимистической обитаемой зоны, скорее всего, она окутана мощной атмосферой, создающей сильный парниковый эффект.

Масса планеты, оцененная всего по четырем замерам лучевой скорости звезды, составляет 6.8 ± 4.3 масс Земли (верхний предел – 22 массы Земли). Скорее всего, она представляет собой океаниду (супер-Ганимед), половина массы которой приходится на горные породы, а половина – на водяной лед. Однако погрешности в определении массы еще слишком велики, не исключен и вариант сравнительно легкой планеты, окутанной протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Более точное измерение массы K2-286 b сможет сделать спектрограф ESPRESSO, установленный на VLT.

Планета K2-286 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Для сравнения лиловыми кружками показаны также Земля и Венера.
Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто железного, чисто каменного и чисто водного, а также промежуточного состава.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.04739.pdf

 

 

6 марта 2019
K2-291 b: каменистая суперземля на 2.2-дневной орбите
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2 обнаружил сотни небольших планет с орбитальными периодами меньше 10 суток. Массу некоторых из них удается измерить методом лучевых скоростей, пополняя список планет, для которых известны оба ключевых параметра (и радиус, и масса).

18 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у звезды HD 285181. Звезда наблюдалась «Кеплером» во время 13-й наблюдательной кампании, проходившей с 8 марта по 27 мая 2017 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES, HARPS и HARPS-N.

K2-291 (HD 285181, EPIC 247418783) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 90.2 ± 0.5 пк. Ее масса оценивается в 0.934 ± 0.038 солнечных масс, радиус – в 0.899 ± 0.035 солнечных радиусов, светимость составляет 68.2 ± 1.6% солнечной светимости. Возраст звезды определен плохо – от 1.2 до 7.4 млрд. лет (наиболее вероятное значение – 3.7 млрд. лет).

При радиусе 1.59 +0.10/-0.07 радиусов Земли масса планеты K2-291 b достигает 6.49 ± 1.16 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.84 +2.50/-2.03 г/куб.см, свидетельствующей о железокаменном составе. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0326 ± 0.00044 а.е. (~7.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.22517 ± 0.00007 земных суток. Почти наверняка она захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 (повернута к своей звезде только одной стороной), ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.


Планета K2-291 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других небольших транзитных экзопланет. Для сравнения приведены и планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун (показаны синими буквами E, V, U, N). Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто железного, чисто каменного и чисто водного состава, пунктирными линиями – для планет промежуточного состава.

Авторы показывают, что K2-291 b могла сформироваться как мини-нептун и в дальнейшем утратить летучие элементы в результате фотоиспарения. Так, водородная оболочка K2-291 b должна была испариться в течение сотен миллионов лет, гелиевая – за миллиард лет. Поскольку эта система явно старше, наиболее летучие вещества неизбежно были ею утрачены. Впрочем, не исключено и формирование планеты «на месте» из планетезималей, уже обедненных летучими элементами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.04558.pdf

 

 

2 марта 2019
HATS-71 b: очень теплый гигант с самым глубоким транзитом
прямая ссылка на эту новость

К настоящему времени известно более четырех сотен транзитных горячих юпитеров, но только три из них найдены у звезд красных карликов: Kepler-45 b, HATS-6 b и NGTS-1 b. Это вызвано, в основном, двумя причинами – крайней редкостью планет-гигантов у маломассивных звезд, и тусклостью красных карликов, делающей большинство этих звезд недоступными для наземных транзитных обзоров. Поэтому обнаружение у красного карлика транзитной планеты-гиганта вызывает большой интерес.

27 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого гиганта HATS-71 b, вращающегося вокруг красного карлика спектрального класса M3 V. Глубина транзитов этой планеты достигла 4.7% – это самые глубокие планетные транзиты из известных на данный момент. Звезда HATS-71 была обнаружена наземным транзитным обзором HATSouth, кроме того, она попала на первый сектор TESS, что позволило получить кривую блеска высокого качества. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение (точнее, оценка) его массы было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PFS.

Расстояние до HATS-71 было определено астрометрической миссией «Гайя» и составило 140.7 ± 0.83 пк. Интересно, что эта звезда заметно ярче большинства звезд главной последовательности этого спектрального класса, что может говорить о том, что в реальности она представляет собой неразрешенную двойную с расстоянием между компонентами менее 14 а.е. Никаких других свидетельств двойственности нет, так что авторы исследования рассмотрели оба варианта – и что HATS-71 одиночная (но по каким-то причинам ее размеры несколько больше, чем у большинства M3-звезд), и что она неразрешенная двойная. Параметры планеты в обоих случаях оказываются близкими.

В случае если HATS-71 – одиночная, ее масса составляет 0.57 +0.04/-0.07 солнечных масс, радиус – 0.516 +0.005/-0.010 солнечных радиусов, а светимость – 2.7% солнечной. В случае, если компонентов два, параметры родительской звезды оказываются меньше: масса – 0.465 ± 0.006 солнечных масс, радиус – 0.462 ± 0.006 солнечных радиусов, а светимость – 2.25% солнечной. При этом масса второго компаньона составит ~0.24 солнечных масс, а светимость ~0.47% солнечной. Будущие наблюдения HATS-71 на крупнейших телескопах, оснащенных системами адаптивной оптики, помогут определить, какая гипотеза ближе к истине.

Радиус гиганта HATS-71 b оценивается в 1.08 ± 0.02 радиуса Юпитера, орбитальный период – 3.79552 суток. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0395 +0.0010/-0.0017 а.е. (~16.4 звездных радиусов), эксцентриситет орбиты определить не удалось. Из-за тусклости родительской звезды и всего семи замеров ее лучевой скорости масса планеты определена с большой погрешностью: 0.45 ± 0.24 масс Юпитера (с достоверностью 95% она не превышает 0.81 масс Юпитера), что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.23 г/куб.см. Эффективная температура планеты близка к 568К.

Глубокие транзиты делают эту систему перспективной целью для изучения свойств атмосферы планеты методами трансмиссионной спектроскопии.


Планета HATS-71 b (показана красным цветом) на плоскости «масса родительской звезды – масса планеты». Представлены транзитные планеты-гиганты с массой более 0.3 масс Юпитера. Заметно уменьшение количества планет-гигантов у звезд легче 0.8 солнечных масс.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.09406.pdf

 

 

25 февраля 2019
Открыты мини-нептун и планета-гигант у тройной звезды K2-290
прямая ссылка на эту новость

Хотя космический телескоп им. Кеплера уже полгода как окончательно вышел из строя, анализ полученных данных идет полным ходом, продолжая радовать нас новыми открытиями. 13 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению двух транзитных планет у сравнительно яркой (видимая звездная величина +11.1) звезды K2-290. Открытие интересно тем, что планеты были найдены в иерархической тройной звездной системе.

K2-290 (EPIC 249624646, TYC 6193-663-1) наблюдалась во время 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2, продлившейся с 23 августа по 20 ноября 2017 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 9.2 и 48.4 земных суток и глубиной 0.03% и 0.5%, соответственно, что говорило о возможном наличии мини-нептуна и планеты-гиганта.

В рамках стандартной процедуры валидации исследователи провели съемку ближайших окрестностей звезды с помощью 8.2-метрового телескопа Субару. И оказалось, что K2-290 – тройная звезда: рядом с главным компонентом спектрального класса F8 были обнаружены два красных карлика, один на расстоянии 0.4 угловых секунд (компонент B), второй – на расстоянии 8.7 угловых секунд (компонент C). Компонент C имеет близкое собственное движение с главным компонентом и находится примерно на том же расстоянии от Солнца, что говорит об их возможной физической связи. Компонент B в данных «Гайи» сливается с главным компонентом (не разрешен), однако вероятность того, что он лишь случайно проецируется в ближайшие окрестности звезды K2-290, составляет менее 0.01%. Таким образом, с наибольшей вероятностью K2-290 представляет собой тройную систему, в которой компонент B удален от главной звезды на 113 ± 2 пк (в проекции на небесную сферу), а компонент C – на 2467 +177/-155 пк. Обе планеты вращаются вокруг главного компонента A.

Главный компонент системы K2-290 представляет собой слегка проэволюционировавшую звезду спектрального класса F8, удаленную от нас на 275.0 ± 3.8 пк. Ее масса оценивается в 1.19 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.51 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.2 раза превышает светимость Солнца. Возраст звезды составляет 4.0 +1.6/-0.8 млрд. лет.

Для окончательного подтверждения планетной природы обоих кандидатов и измерения их массы исследователи получили серию замеров лучевой скорости K2-290 с помощью спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES (всего 33 замера).

Масса внешней планеты K2-290 c оказалась равной 0.774 ± 0.047 масс Юпитера, что при радиусе 1.006 ± 0.05 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 1.01 ± 0.16 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.241) на среднем расстоянии 0.305 ± 0.017 а.е. и делает один оборот за 48.36685 ± 0.0004 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 676 ± 16К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Масса внутренней планеты формально получилась равной 5.8 ± 5.1 масс Земли, но поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 21.1 масс Земли (с достоверностью 3 сигма). Это горячий мини-нептун радиусом 3.06 ± 0.16 радиусов Земли вращается на расстоянии 0.0923 ± 0.0066 а.е. и делает один оборот за 9.21165 ± 0.00034 земных суток, его эффективная температура составляет 1230 ± 38К.

Если горячие юпитеры в массе своей одиноки, то рядом с более прохладными гигантами дополнительные планеты встречаются довольно часто. Небольшой эксцентриситет очень теплого гиганта K2-290 c говорит о том, что он или сформировался на месте, или мигрировал из-за снеговой линии благодаря взаимодействию с протопланетным диском. Для проверки этой гипотезы авторы предлагают измерить лучевые скорости звезды во время транзита K2-290 c и с помощью регистрации эффекта Мак-Лафлина определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды – в случае дисковой миграции это наклонение должно быть мало.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.03716.pdf

 

 

23 февраля 2019
HD 221416 b: горячий сатурн у пульсирующего субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Астросейсмология – мощный метод, позволяющий по спектрам колебаний звезды определять ее внутреннюю структуру. С помощью астросейсмологии можно с высокой точностью определить массу, радиус и возраст звезды, а также наложить важные ограничения на ориентацию ее оси вращения относительно земного наблюдателя. Делая фотометрические замеры каждые 2 минуты, TESS измерил спектры колебаний тысяч звезд, среди которых были как звезды главной последовательности, так и субгиганты, и даже красные гиганты на ранних этапах этой стадии звездной эволюции. Тем самым миссия не только ведет поиск транзитных экзопланет, но и получает важные данные по физике звезд.

8 января 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у позднего субгиганта HD 221416. Звезда попала на 2-й сектор TESS, наблюдавшийся с 22 августа по 20 сентября 2018 года. Яркость звезды (ее видимая звездная величина +8.15) позволила не только обнаружить транзитный кандидат, получивший наименование TOI-197.01, но и измерить спектр собственных звездных колебаний. Это, в свою очередь, позволило достаточно точно определить параметры звезды, уже сошедшей с главной последовательности и существенно продвинувшейся по пути превращения в красный гигант.

HD 221416 (HIP 116158, TOI-197) – субгигант спектрального класса K0 IV, удаленный от нас на 95.8 ± 0.7 пк. Его масса оценивается в 1.212 ± 0.074 солнечных масс, радиус – в 2.943 ± 0.064 солнечных радиусов, светимость в 5.15 ± 0.17 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 4.9 ± 1.1 млрд. лет.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, FEROS, HIRES и HARPS.

Масса планеты HD 221416 b составляет 0.190 ± 0.018 масс Юпитера (60.5 ± 5.7 масс Земли), что при радиусе 0.836 ± 0.031 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.431 ± 0.064 г/куб.см – перед нами легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.123 ± 0.003 а.е. (~9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.115 ± 0.034, и делает один оборот за 14.276 ± 0.004 земных суток.

Тем самым HD 221416 b стал одним из немногочисленных горячих субсатурнов с наиболее точно определенными свойствами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.01643.pdf

 

 

22 февраля 2019
Об измерении масс планет в системах K2-3 и GJ 3470
прямая ссылка на эту новость

Подавляющее большинство планет, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера, имеют радиусы от 1 до 4 радиусов Земли. Природа планет этого размерного класса, называемых суперземлями и мини-нептунами, вызывает тем больший интерес, что они не имеют аналогов в Солнечной системе. Чтобы оценить их химический состав, необходимо определить среднюю плотность, а для этого нужно знать не только радиус, но и массу. Однако точное измерение массы небольших планет затруднено из-за малой амплитуды колебаний лучевой скорости, наводимых ими на свою звезду – очень часто эта амплитуда составляет всего несколько метров в секунду. Кроме регистрации еле заметных колебаний центра масс звезды, вызванных гравитационным влиянием планеты, необходимо учитывать и собственную звездную активность, которая также может вносить свой вклад в наблюдаемый рисунок колебаний лучевой скорости родительской звезды. Все это делает измерение масс небольших планет весьма непростым и трудоемким делом.

18 февраля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению масс планет в хорошо известной трехпланетной системе K2-3 и очень теплого нептуна GJ 3470 b. Авторы пронаблюдали транзиты этих планет с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера, что позволило существенно (в десятки раз) уточнить их орбитальные периоды. Кроме того, исследователи сделали несколько десятков замеров лучевых скоростей звезд K2-3 и GJ 3470 с помощью спектрографа HIRES (средняя погрешность единичного замера – 1.7 м/с). Объединив свои результаты с более ранними замерами лучевых скоростях этих звезд, полученными другими авторами, они отчасти подтвердили, а отчасти уточнили массы планет, сделав упор на аккуратном учете влияния звездной активности.

Очень теплый нептун GJ 3470 b был открыт в 2012 году. Его радиус близок к 3.9 радиусов Земли, планета вращается вокруг красного карлика на расстоянии ~12.9 звездных радиусов и делает один оборот за 3.33665 земных суток. Массу планеты пытались измерить неоднократно; разные авторы получали значения 13.73 ± 1.61, 14.0 ± 1.8 и 13.9 +1.5/?1.4 масс Земли. Последний результат – 12.6 ± 1.3 масс Земли – немного меньше предыдущих оценок, но в пределах погрешностей согласующийся с ними. Также авторы последней работы смогли измерить эксцентриситет орбиты этой планеты – он оказался равным 0.114 ± 0.051 (до этого орбиту GJ 3470 b считали круговой).

Система K2-3 известна с 2015 года. Она включает в себя три транзитные планеты с радиусами 2.1, 1.6 и 1.5 радиусов Земли и орбитальными периодами 10.05, 24.65 и 44.56 земных суток. Массы планет в этой системе также пытались измерить не раз, но тут ситуация оказалась более сложной – результаты, полученные разными авторами, заметно различаются.

Массу внутренней планеты b оценивали в 8.4 ± 2.1, 7.7 ± 2.0 и 6.6 ± 1.1 масс Земли, авторы последнего исследования предлагают значение 6.5 +1.0/-0.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.70 +1.67/-1.08 г/куб.см.

Массу средней планеты c оценивали в 2.1 +2.1/-1.3 и 3.1 ± 1.3 масс Земли, также накладывали на нее верхний предел в 12.6 масс Земли. Авторы последнего исследования нашли, что ее масса равна 2.14 +1.08/-1.04 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.98 +1.96/-1.50 г/куб.см.

Хуже всего ситуация с внешней планетой d. Ее массу оценивали в 11.1 ± 3.5, 11.3 ± 5.9 и 2.7 +1.2/-0.8 масс Земли. Проблема состоит в том, что период обращения планеты d близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси, поэтому очень сложно отделить влияние планеты от вклада звездной активности. Авторы последней работы вообще не смогли измерить массу внешней планеты и наложили на нее верхний предел в 2.8 масс Земли (верхний предел на среднюю плотность – 5.62 г/куб.см).

Таким образом, все планеты системы K2-3 демонстрируют значительное количество летучих веществ в своем составе (преимущественно водяного льда, но у планеты c возможна и существенная водородная атмосфера).

Свойства GJ 3470 b оказываются очень близкими к свойствам Урана и Нептуна.


Планеты системы K2-3 и GJ 3470 b на плоскости «масса – радиус» (показаны красным цветом) среди других транзитных экзопланет. Черным показаны экзопланеты, у которых масса и радиус известны с относительно высокой точностью, серым – экзопланеты, чьи параметры определены со значительными погрешностями. Для сравнения буквами V, E, U, N показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного и чисто железного состава, пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет промежуточного состава.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.08241.pdf

 

 

20 февраля 2019
Несколько горячих юпитеров, из которых один не одинок
прямая ссылка на эту новость

С запуском фотометрической миссии TESS началась новая эра во внесолнечной планетологии. TESS охватит наблюдениями большую часть небесной сферы и будет находить транзитные планеты у ярких звезд, доступных для дальнейшего изучения. Однако и наземные транзитные обзоры рано списывать со счетов. Из-за того, что каждый сектор TESS наблюдается только в течение 27 суток, эффективность миссии в поиске планет с орбитальными периодами длиннее 13.5 суток резко падает по сравнению с эффективностью поиска более короткопериодических планет. Однако единичные транзитные события, обнаруженные TESS, могут служить отличной наводкой для наземных транзитных обзоров, среди которых самым успешным остается SuperWASP. Количество планет, обнаруженных SuperWASP, уже приближается к двум сотням.

24 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пяти транзитных планет-гигантов, из которых три – WASP-137 b, WASP-143 b, WASP-146 b – являются обычными горячими юпитерами, а две – WASP-134 b и WASP-134 c – имеют орбитальные периоды длиннее 10 земных суток и вращаются вокруг одной звезды по орбитам с умеренным, но явно отличным от нуля эксцентриситетом. Планета WASP-134 b является транзитной, а WASP-134 c – не транзитная. Открытие пары очень теплых юпитеров тем интереснее, что их известно очень мало.

Массы всех пяти планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, HARPS и HARPS-N.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние от Солнца, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
289 ± 4
G0
1.216 ± 0.066
1.65 ± 0.10
4.3 ± 1.8
0.08 ± 0.07
402 ± 7
G1 V
1.087 ± 0.045
1.00 ± 0.05
1.9 ± 1.5
0.23 ± 0.10
495 ± 27
G0
1.057 ± 0.085
1.29 ± 0.06
6.9 ± 2.5
-0.01 ± 0.16
195 ± 2
G4
1.131 ± 0.045
1.16 ± 0.06
5.1 ± 1.6
0.40 ± 0.07

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Эксцентриситет
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-137 b
0.0519 ± 0.0018
3.90803
0
0.681 ± 0.054
1.27 ± 0.11
0.44 ± 0.11
1601 ± 65
WASP-143 b
0.049 ± 0.0014
3.77887
0
0.725 ± 0.084
1.234 ± 0.042
0.51 ± 0.06
1325 ± 30
WASP-146 b
0.0451 ± 0.0024
3.39694
0
1.11 ± 0.15
1.228 ± 0.076
0.80 ± 0.11
1486 ± 43
WASP-134 b
0.0956 ± 0.0016
10.14676
0.146 ± 0.015
1.41 ± 0.08
0.988 ± 0.057
1.96 ± 0.24
953 ± 22
WASP-134 c
~0.35
70.01 ± 0.14
0.173 ± 0.09
0.70 ± 0.07
~500

Измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита планеты WASP-134 b позволило определить наклонение ее орбиты к оси вращения звезды (точнее, проекцию этого наклонения на небесную сферу). Наклонение оказалось равным -44 ± 10°. Это говорит о некоторой «взболтанности» данной системы и возможном значительном взаимном наклоне орбит планет b и c. Скорее всего, планета b оказалась на своей текущей орбите благодаря планет-планетному рассеянию и дальнейшему скруглению высокоэксцентричной орбиты приливными силами, причем этот процесс еще не завершился.

В фотометрических данных, полученных SuperWASP, нет признаков транзитов планеты c. Однако наблюдения вдоль ее фазовой кривой имеют значительную скважность, так что транзит мог быть и пропущен. Звезда WASP-134 попадает на 15 сектор TESS, который будет наблюдаться с 15 августа по 11 сентября 2019 года. Однако даты возможных транзитов WASP-134 c не попадают в это окно (судя по колебаниям лучевой скорости звезды, они ожидаются 8 августа и 17 октября 2019 года с погрешностью ±5 земных суток). Возможно, для надежного исключения транзитов WASP-134 c потребуются наблюдения с помощью космического телескопа ChEOPS, чей запуск ожидается в 2019 году.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.09264.pdf

 

 

11 января 2019
K2-228B: суперземля в обитаемой зоне красного карлика
прямая ссылка на эту новость

В течение расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера получил десятки тысяч кривых блеска сравнительно ярких звезд, расположенных вдоль эклиптики. Для обработки этого колоссального массива данных и поиска в нем транзитных сигналов используются автоматические алгоритмы, которые, однако, могут давать сбои и пропускать транзитные планеты, или, напротив, принимать за транзиты другие астрофизические явления (затменно-переменные двойные, пульсации звезд, и т.п.). Поэтому все кривые блеска с транзитоподобными сигналами просматриваются также и глазами, живыми людьми – это позволяет избежать многих ошибок.

Кривые блеска, полученные «Кеплером», выкладывались в открытый доступ примерно спустя 3 месяца после их получения на Земле, чтобы с ними мог работать любой член научного сообщества или даже обученный любитель астрономии, готовый потратить свое время на поиски экзопланет. Для работы любителей с данными «Кеплера» были организованы интернет-проекты Planet Hunters и Exoplanet Explorers, совместно обнаружившие больше десятка планет, пропущенных автоматическими алгоритмами.

7 января 2019 года в интернет-версии журнала Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у красного карлика K2-288B, образующего вместе с другим красным карликом K2-288A широкую звездную пару. Это третья планета, обнаруженная участниками проекта Exoplanet Explorers.

Планета была обнаружена в данных 4-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2, проходившей с 7 февраля по 23 апреля 2015 года. Автоматический алгоритм TERRA пропустил эту планету, поскольку в данных было обнаружено только два транзитных события, а для срабатывания алгоритма нужно как минимум три. Однако любители астрономии легко отыскали оба транзитных события и привлекли к ним внимание ученых. (Как оказалось, третий транзит тоже был в данных, но не пошел в обработку потому, что произошел в течение первых двух суток после начала наблюдательной кампании.)

Система прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Авторы оценили вероятность ложного открытия (т.е. того, что K2-288B b не является планетой) в 7.7·10-9.

Итак, K2-288 (EPIC 210693462, LP 413-32) – двойная звезда, удаленная от нас на 69.3 ± 0.4 пк и состоящая из красных карликов спектральных классов M2 V и M3 V, разделенных угловым расстоянием 0.8 угловых секунд (~55 а.е. в проекции на небесную сферу). Сравнив глубину транзитов в оптическом диапазоне и в лучах с длиной волны 4.5 мкм (наблюдения проводились на «Спитцере» 11 декабря 2017 года), исследователи выяснили, что планета вращается вокруг более тусклого и холодного компонента пары. Масса звезды K2-288B оценивается в 0.33 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.32 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 85 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст этой двойной звезды определить не удалось, но, во всяком случае, он превышает 1 млрд. лет.

Масса планеты K2-288B b осталась неизвестной, ее радиус составляет 1.9 ± 0.3 радиусов Земли, так что пока не понятно, представляет ли она собой суперземлю или мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.164 ± 0.03 а.е. (~110 звездных радиусов) и делает один оборот за 31.39346 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами в 226 ± 22К, ее температурный режим близок к температурному режиму Марса.

Наблюдения за двойной системой K2-288 в ближайшие годы позволят определить орбиты обеих звезд пары вокруг общего центра масс – их большие полуоси, эксцентриситет и период обращения. Это, в свою очередь, позволит оценить влияние второго компаньона (звезды A) на динамическую эволюцию планеты.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/aafa70

 

 

9 января 2019
HD 21749 b: плотный мини-нептун у близкого оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

Космическая миссия TESS, предназначенная для поиска транзитных планет у ярких звезд на всей небесной сфере, продолжает радовать нас новыми открытиями. 31 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у близкого оранжевого карлика HD 21749. На данный момент это самая долгопериодическая планета, обнаруженная TESS. Кроме того, у звезды HD 21749 был обнаружен дополнительный транзитный кандидат, планетную природу которого еще предстоит подтвердить.

HD 21749 (HIP 16069, GJ 143, TOI-186) – звезда главной последовательности спектрального класса K4 V, удаленная от нас на 16.328 ± 0.007 пк. Ее масса оценивается в 0.73 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.695 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 20.6% от светимости Солнца. На расстоянии 22 угловых секунд от HD 21749 расположена звезда-гигант HIP 16068, не связанная с ней физически (это звезда заднего фона). Авторам пришлось учесть световое загрязнение, привносимое HIP 16068 в кривую блеска HD 21749, чтобы правильно оценить размер планеты – без учета этого загрязнения он оказывается заниженным.

Звезда HD 21749 имеет высокое южное склонение (расположена сравнительно недалеко от южного полюса эклиптики), поэтому она попала сразу на четыре сектора TESS. Каждый наблюдательный сектор TESS (полоса 96х24°) тянется от склонения 6° до полюса, время наблюдения каждого сектора составляет 27.4 суток. На высоких склонениях секторы частично перекрываются, позволяя увеличить время наблюдений. Авторы открытия провели анализ фотометрических данных за первые три сектора, которые были выложены в открытый доступ, т.е. за период с 25 июля по 14 октября 2018 года. На 1-м и 3-м секторе у звезды HD 21749 были обнаружены два транзитных события одинаковой глубины, у которых также совпадает интервал времени от 3 до 4 контакта (т.е. время схода планеты с диска звезды). К сожалению, часть кривой блеска во время второго транзитного события оказалась испорчена работой двигателей ориентации TESS, но авторы, тем не менее, пришли к выводу, что оба события вызваны одной планетой HD 21749 b.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Кроме того, авторы подняли архивные замеры ее лучевой скорости, полученные спектрографами HARPS (59 замеров), PFS (48 замеров), а также провели собственные дополнительные измерения на PFS в декабре 2018 года, получив еще 34 RV-замера в 9 различных ночей. Это позволило надежно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу.

Итак, при массе, равной 23.2 +2.1/-1.9 масс Земли, радиус планеты HD 21749 b составляет 2.84 +0.26/-0.22 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 5.7 +1.7/-1.4 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1914 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.08, и делает один оборот за 35.6077 ± 0.0014 земных суток. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму Меркурия. Авторы отмечают, что настолько высокая средняя плотность для планеты такого размера хоть и необычна, но не уникальна – известна еще пара столь же плотных мини-нептунов (Kepler-131 b и K2-66 b).

Кривая блеска звезды HD 21749 демонстрирует еще один транзитный сигнал с периодом 7.788 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.92 ± 0.09 радиусов Земли (если она вращается именно вокруг этой звезды). Каких-либо колебаний лучевой скорости, вызванных этой планетой, обнаружить не удалось. Авторы пока не могут исключить и тот вариант, что транзитный кандидат вращается вокруг соседней звезды HIP 16068 (и тогда его размеры будут гораздо больше). Ясность в этот вопрос внесут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1901.00051.pdf

 

 

4 января 2019
HATS-54 b – HATS-58A b: еще пять транзитных горячих гигантов от HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Хотя количество известных экзопланет превысило 3.5 тысячи, только примерно у трех сотен из них масса и радиус известны с точностью лучше 20%. Подавляющее большинство этих планет открыто наземными транзитными обзорами и представляет собой горячие юпитеры (планеты-гиганты с орбитальными периодами короче 10 земных суток). Несмотря на рутинность открытий очередной порции горячих юпитеров, они пополняют массив данных для важных статистических обобщений, раскрывающих детали формирования и эволюции планетных систем.

20 декабря 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти транзитных горячих гигантов. Одна из планет (HATS-58A b) открыта в двойной звездной системе, в другой системе (HATS-56), возможно, обнаружена еще одна массивная планета-гигант на эксцентричной широкой орбите.

Таблица. 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст, млрд. лет
Металличность, [Fe/H]
769 ± 21
G4
1.097 ± 0.022
1.317 ± 0.036
6.60 ± 0.76
0.40 ± 0.03
623.6 ± 6.2
F8 V
1.196 +0.009/-0.012
1.126 ± 0.011
0.40 +0.29/-0.13
0.11 ± 0.04
577.1 ± 9.6
F5 IV
1.573 ± 0.017
2.201 ± 0.036
1.89 ± 0.08
0.19 ± 0.02
280 ± 3
G4 V
1.026 +0.019/-0.026
0.960 ± 0.011
2.5 +1.5/-1.1
0.27 ± 0.04
492 ± 21
F
1.461 ± 0.043
1.433 ± 0.059
0.31 +0.33/-0.20
?

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Орбитальный период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
HATS-54 b
0.0376 ± 0.0002
2.54418
0.76 ± 0.10
1.067 ± 0.052
0.77 ± 0.16
1625 ± 22
HATS-55 b
0.0541 ± 0.0002
4.20420
0.921 ± 0.076
1.251 ± 0.026
0.587 ± 0.062
1367 ± 10
HATS-56 b
0.0604 ± 0.0002
4.32480 ± 0.00003
0.602 ± 0.035
1.688 +0.039/-0.055
0.155 +0.017/-0.013
1902 ± 16
HATS-57 b
0.0349 ± 0.0003
2.35062
3.147 ± 0.073
1.139 ± 0.028
2.65 ± 0.21
1413 ± 10
HATS-58A b
0.0580 ± 0.0006
4.21809 ± 0.00001
1.03 ± 0.23
1.095 ± 0.062
0.96 ± 0.27
1721 ± 34

В процессе валидации транзитных кандидатов авторы проанализировали данные о ближайших окрестностях целевых звезд, полученные астрометрической миссией «Гайя». У звезды HATS-58A на расстоянии 0.742 угловых секунд был обнаружен звездный компаньон на 0.92 звездных величин слабее. Общее собственное движение обеих звезд показывает, что они физически связаны и представляют собой широкую пару. Массу звезды HATS-58B авторы оценили в 1.216 ± 0.034 солнечных масс, скорее всего, это звезда позднего класса F. Данные о лучевых скоростях обоих компаньонов, полученных спектрографом HARPS, показали, что планета вращается вокруг главной (более яркой) звезды HATS-58A.

Данные «Гайи» об окрестностях других целевых звезд также не исключают наличия не разрешенных маломассивных звездных компаньонов, однако возможное загрязнение ими кривых блеска невелико и существенно не повлияет на параметры представленных транзитных планет.

Лучевая скорость звезды HATS-56 помимо гравитационного влияния планеты HATS-56 b демонстрирует дополнительный квадратичный дрейф, возможно, вызванный массивной планетой на широкой эксцентричной орбите. Если этот дрейф действительно вызван планетой HATS-56 c, то ее минимальная масса составит 5.11 ± 0.94 масс Юпитера, орбитальный период окажется равным 815 +253/-143 земных суток, а эксцентриситет орбиты – 0.46 ± 0.07. Эффективная температура этой планеты в предположении нулевого альбедо составит 332 ± 50К. Авторы намерены в течение ближайших двух лет продолжить мониторинг лучевых скоростей HATS-56, чтобы подтвердить или опровергнуть наличие планеты c и уточнить ее орбитальные параметры.


Новые планеты (обведены черными окружностями и подписаны) на плоскости «эффективная температура – радиус планеты» (слева) и «масса – радиус» (справа) среди других транзитных экзопланет-гигантов. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа. Черными пунктирными линиями на правом графике показаны линии равной плотности 0.2, 0.5 и 3 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1812.07668.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