02 сентября 2010
Две новые транзитные планеты в одной системе: Kepler-9

26 августа 2010 года на сайте миссии Кеплер появились сведения о первой планетной системе, включающей в себя сразу две транзитные экзопланеты.

Солнцеподобная звезда Kepler-9 удалена от Солнца на 700 пк. Ее масса примерно равна массе Солнца, радиус на 10% превышает радиус Солнца, температура фотосферы чуть ниже солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.

Внутренняя планета Kepler-9 b немного легче нашего Сатурна. Ее масса оценивается в 0.252 ± 0.013 масс Юпитера, радиус – в 0.84 ± 0.07 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.52 ± 0.13 г/куб.см и второй космической скорости около 33 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.14 а.е. и делает один оборот за 19.24 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 740К.

Внешняя планета Kepler -9 c еще немного легче и формально по массе попадает в область нептунов. Ее масса равна 0.171 ± 0.013 масс Юпитера или примерно 54 массы Земли, радиус оценивается в 0.82 ± 0.07 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 27 км/сек. Судя по низкой средней плотности, планета состоит в основном из водорода и гелия, т.е. является газовым гигантом. Команда Кеплера оценивает температуру этой планеты в 540К. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.225 а.е. и делает один оборот за 38.91 земных суток.

Судя по соизмеримости орбитальных периодов обеих планет, они находятся друг с другом в орбитальном резонансе 1:2.

Информация получена: http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/

 

31 августа 2010
Транзитный очень теплый гигант и нетранзитный очень холодный гигант в системе HAT-P-17

24 августа международная группа астрономов, работающая в рамках проекта HATNet, объявила об открытии еще двух планет, входящих в состав одной планетной системы: транзитного очень теплого гиганта HAT-P-17 b и нетранзитного очень холодного гиганта HAT-P-17 c. Внешняя планета была обнаружена методом измерения лучевой скорости родительской звезды.

Звезда HAT-P-17 (GSC 2717-00417) удалена от Солнца на 90 ± 3 пк. Ее спектральный класс поздний G или ранний K (температура фотосферы 5246 ± 80К), масса оценивается в 0.86 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 0.84 ± 0.02 радиусов Солнца, светимость составляет 0.48 ± 0.04 солнечных. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному, возраст оценивается в 7.8 ± 3.3 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса внутренней планеты HAT-P-17 b оценивается в 0.53 ± 0.02 масс Юпитера, радиус составляет 1.01 ± 0.03 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.64 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 43 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0882 ± 0.0014 а.е. (22.7 ± 0.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.346 ± 0.007, и делает один оборот за 10.338523 ± 0.000009 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.058 а.е. в перицентре до 0.118 а.е. в апоцентре. Авторы оценивают эффективную температуру планеты в 792 ± 15К, что делает ее особенно интересной для изучения атмосферных свойств умеренно нагретых очень теплых планет.
Измеряя лучевые скорости звезды HAT-P-17 с целью измерения массы HAT-P-17 b, ученые обнаружили, что на быстрые колебания с амплитудой 58.4 ± 0.9 м/сек, вызванные этой планетой, накладываются медленные колебания с периодом 1798+58/-89 суток и амплитудой 25+24/-6 м/сек, вызванные дополнительным небесным телом. Транзит HAT-P-17 c не наблюдался, наклонение ее орбиты неизвестно, поэтому мы можем оценить только минимальную массу этой планеты (параметр m sin i) – она составляет 1.4+1.1/0.4 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с эксцентриситетом 0.1+0.23/-0.1 и большой полуосью 2.75 а.е., ее температурный режим грубо соответствует тепловому режиму Юпитера (a/Rэф ~ 4).
Если наклонение орбиты HAT-P-17 с близко к 90°, в октябре 2012 года может произойти транзит этой планеты по диску своей звезды. Однако вероятность этого события невелика из-за удаленности планеты (вероятность транзитной конфигурации пропорциональна радиусу звезды и обратно пропорциональна большой полуоси орбиты транзитной планеты).

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3898v1.pdf

 

30 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-25 b

24 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья рабочей группы HATNet об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-25 b.
Звезда HAT-P-25 удалена от Солнца на 297+17/-13 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 1.01 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.96+0.05/-0.04 радиусов Солнца, светимость составляет 0.75 ± 0.1 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-25 оценивается в 3.2 ± 2.3 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса HAT-P-25 b составляет 0.57 ± 0.02 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.19+0.08/-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.42 ± 0.07 г/куб.см и второй космической скорости около 42 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0466 ± 0.0005 а.е. (примерно 10.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.03 ± 0.02, и делает один оборот за 3.65284 ± 0.00002 земных суток. Авторы статьи оценивают эффективную планеты в 1202 ± 36К. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

На диаграмме представлена зависимость радиусов известных транзитных экзопланет (серые квадраты) от их массы. Красными треугольниками показаны планеты Солнечной системы, черным квадратом – планета HAT-P-25 b. Синими пунктирными линиями показаны линии равной плотности для 0.4, 0.7, 1.0, 1.33, 5.5 и 11.9 г/куб.см. Красные линии – результаты численного моделирования зависимости радиуса планеты от ее массы для возраста 1 млрд. лет и массы ядра 10 масс Земли (нижняя красная линия) и вообще без ядра (верхняя красная линия). Пунктирные голубые линии – аналогичные расчеты для планеты возрастом 4 млрд. лет. В обоих случаях моделирование проводилось для планет с температурным режимом HAT-P-25 b. Видно, что в большом интервале масс радиус планеты почти не меняется и остается близким к 1 радиусу Юпитера.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3565v1.pdf

 

27 августа 2010
Многопланетная система HD 1080: ожерелье из нептунов и холодный сатурн

24 августа Женевская группа анонсировала планетную систему, слухи о которой ходили уже давно – многопланетную систему HD 10180. Методом измерения лучевых скоростей родительской звезды достоверно установлено наличие шести планет: пяти нептунов и одного сатурна. Также есть сильные свидетельства существования на самой тесной орбите горячей земли с минимальной массой всего в полторы земных (однако для окончательного подтверждения необходимы дальнейшие наблюдения).
Европейцы наблюдали звезду HD 10180 на протяжении 6 лет на 3.6-метровом телескопе на обсерватории Ла Сила (Чили) с помощью спектрометра HARPS и получили, в общей сложности, 190 замеров ее лучевой скорости с точностью от 0.4 до 1.3 м/сек.

Итак, HD 10180 – солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V, удалена от Солнца на 40 пк. Ее масса превышает солнечную на 6 ± 5%, светимость составляет 1.49 ± 0.02 солнечной, возраст оценивается в 4.3 ± 0.5 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды на 20% превышает солнечное значение. HD 10180 отличается очень низкой хромосферной активностью (у нее даже не обнаружили циклов, подобных 22-летним солнечным циклам).
Многолетние наблюдения показали, что лучевая скорость звезды колеблется с амплитудой около 6.42 м/сек, что значительно превышает величины погрешности измерений и собственного шума звезды. Тщательный поиск периодичностей в этом колебании позволило обнаружить 5 явных сигналов с периодами 5.760, 16.35, 49.74, 122.4 и 2231 земных суток. После учета и вычитания этих сигналов из данных обнаружился еще один более слабый сигнал с периодом около 600 земных суток. Также появились свидетельства еще одного сигнала с периодом всего 1.18 земных суток, но из-за малой величины его амплитуды (всего 0.82 м/сек) говорить о нем с уверенностью не приходится.
Итак, в системе HD 10180 обнаружено шесть планет. Я буду рассказывать о них в порядке увеличения величины большой полуоси орбиты.

Первая планета HD 10180 c – горячий нептун с минимальной массой 13.1 ± 0.5 масс Земли. Он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите с большой полуосью 0.064 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 5.7598 ± 0.0006 земных суток.
Вторая планета HD 10180 d – очень теплый нептун с минимальной массой 11.75 ± 0.65 масс Земли, вращающийся у самой границы, разделяющей горячие и очень теплые планеты, и делающий один оборот за 16.358 ± 0.004 земных суток. Большая полуось его орбиты 0.129 ± 0.002 а.е., эксцентриситет 0.09 ± 0.04.
Третья планета HD 10180 e – еще один очень теплый нептун с минимальной массой 25 ± 1 масс Земли. Он вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет всего 0.026) на среднем расстоянии 0.27 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 49.76 ± 0.02 земных суток.
Минимальная масса четвертой планеты HD 10180 f – 23.9 ± 1.4 земных масс. Этот теплый нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.493 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.135 ± 0.046, и делает один оборот за 122.8 ± 0.2 дня.
Пятая планета HD 10180 g – прохладный нептун с минимальной массой 21.4 ± 3.4 массы Земли. Его орбитальный период – 601 ± 8 земных суток, большая полуось орбиты – 1.42 ± 0.03 а.е., эксцентриситет 0.19 ± 0.14. В перицентре (1.15 а.е) его орбита чуть заходит внутрь эффективной земной орбиты (1.22 а.е.), в апоцентре (1.69 а.е.) касается эффективной орбиты Марса.
И, наконец, шестая планета HD 10180 h – холодный сатурн с минимальной массой 64.4 ± 4.6 масс Земли и орбитальным периодом 2222 ± 91 земных суток. Он вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 3.4 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ± 0.07. Его тепловой режим соответствует поясу астероидов в Солнечной системе.

Европейцы численно промоделировали систему на протяжении 10 млн. лет и нашли ее устойчивой. За устойчивость этой планетной системы говорит и ее зрелый возраст, составляющий 4.3 ± 0.5 млрд. лет. Низкие эксцентриситеты орбит планет, ни один из которых не превышает величину 0.2, делает эту систему похожей на Солнечную. Вместе с тем обращает на себя внимания и ее компактность – внутри орбиты Меркурия проходят орбиты трех (а может, и четырех!) планет, массы которых сравнимы или превышают массу Нептуна.
Как отмечают авторы статьи, величины больших полуосей орбит планет в этой системе находятся в соотношениях, напоминающих правило Тициуса-Боде для планет Солнечной системы. Это в свою очередь говорит о правильной архитектуре и невозмущенности HD 10180.

График, иллюстрирующий правило Тициуса-Боде (экспоненциальное увеличение больших полуосей планет по мере увеличения их порядкового номера) для нескольких планетных систем. Черным цветом показаны планеты Солнечной системы (от Меркурия до Марса), красным - HD 40307, синим - GJ 581, зеленым - HD 69830, малиновым - HD 10180.

Архитектура нескольких известных многопланетных систем, в том числе Солнечной (до Сатурна включительно). Величина черных кружков пропорциональна log(m sin i). Цифры между кружками показывают расстояние между планетами в единицах радиуса сферы Хилла.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1035/eso1035.pdf

 

26 августа 2010
Еще четыре массивных транзитных горячих гиганта от HATNet

23 августа рабочая группа проекта HATNet объявила об открытии еще четырех транзитных горячих гигантов, обнаруженных в рамках работы этой группы. Все они достаточно массивны – их масса составляет от 2 до 7 масс Юпитера.

Звезда HAT-P-20 (GSC 1910-00239) удалена от Солнца на 70 ± 3 пк. Ее спектральный класс K3 V, масса оценивается в 0.756 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.694 ± 0.02 радиуса Солнца, светимость составляет 0.19 ± 0.02 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-20 оценивается в 3-12 млрд. лет (вероятнее всего ~6.7 млрд. лет).
Истинная масса планеты HAT-P-20 b достигает 7.25 ± 0.19 масс Юпитера, что при радиусе 0.87 ± 0.03 радиуса Юпитера дает среднюю плотность планеты в 13.8 ± 1.5 г/куб.см (выше плотности ртути!) и вторую космическую скорость около 173 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите с большой полуосью 0.0361 ± 0.0005 а.е. (около 11 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.875317 ± 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 970 ± 23К.

Звезда HAT-P-21 (GSC 3013-01229) удалена от Солнца на 254 ± 19 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, чья масса составляет 0.947 ± 0.04 массы Солнца, радиус примерно на 10% превышает солнечный, а светимость оценивается в 1.06 ± 0.2 светимости Солнца. Видимо, звезда совсем недавно сошла в главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Возраст звезды оценивается в 10.2 ± 2.5 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды близко к солнечному.
Масса планеты HAT-P-21 b оценивается в 4.06 ± 0.16 масс Юпитера, радиус - 1.024 ± 0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 4.7+1.6/-1 г/куб.см и второй космической скорости около 120 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0494 ± 0.0007 а.е. (примерно 9.6 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.228 ± 0.016, и делает один оборот за 4.124481 ± 0.000007 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.038 а.е. в перицентре до 0.06 а.е. в апоцентре. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1283 ± 50К.

Звезда HAT-P-22 (она же HD 233731, она же GSC 03441-00925) удалена от Солнца на 82 ± 3 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 0.916 ± 0.035 солнечных масс, радиус - 1.04 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость составляет 77 ± 9% от светимости Солнца. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 70% больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-22 оценивается в 12.4 ± 2.6 млрд. лет. По всей видимости, совсем недавно она начала сходить с главной последовательности и постепенно превращаться в красный гигант.
Масса планеты HAT-P-22 b составляет 2.15 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.08 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.1+0.4/-0.3 г/куб.см и второй космической скорости около 85 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите на среднем расстоянии 0.0414 ± 0.0005 а.е. (8.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.212220 ± 0.000009 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1283 ± 32К.

И, наконец, звезда HAT-P-23 (GSC 1632-01396) удалена от Солнца на 393 ± 25 пк. Ее масса оценивается в 1.130 ± 0.035 масс Солнца, радиус – в 1.20 ± 0.07 радиусов Солнца, светимость составляет 1.58 ± 0.23 солнечных, спектральный класс G0 V. В отличие от предыдущих звезд, HAT-P-23 сравнительно молода – ее возраст оценивается в 4 ± 1 млрд. лет.
Масса планеты HAT-P-23 b – 2.09 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.37 ± 0.09 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.01 ± 0.18 г/куб.см и второй космической скорости около 74 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0232 ± 0.0002 а.е. (всего 4 звездных радиуса!) и эксцентриситетом 0.106 ± 0.044, и делает один оборот за 1.212884 ± 0.000002 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.021 а.е. в перицентре до 0.025 а.е. в апоцентре. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 2056 ± 66К.

Высокая средняя плотность массивных планет объясняется не тем, что они состоят преимущественно из тяжелых элементов, а сильным сжатием металлического водорода в их недрах. Тот же механизм – сильное сжатие в поле собственного тяготения, приводящее к вырождению вещества – приводит к высокой средней плотности звезд белых карликов.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3388v1.pdf

 

25 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант от HATNet

23 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-24 b.
Проект HATNet работает с 2003 года. Он посвящен поиску внесолнечных планет методом транзитов. С этой целью шесть автоматических телескопов, расположенных в Аризоне и на Гавайях, снимают кривые блеска сразу множества звезд от 8 до 14 звездной величины. К настоящему времени обзор охватил примерно 14% всего неба.

Итак, звезда HAT-P-24 удалена от Солнца на 396 ± 20 пк. Ее спектральный класс F8 V, масса оценивается в 1.19 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 1.32 ± 0.07 радиусов Солнца, светимость составляет 2.56 ± 0.3 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 2.8 ± 0.6 млрд. лет.

Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-24 b составляет 0.685 ± 0.033 масс Юпитера, радиус – 1.24 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.07 г/куб.см и второй космической скорости около 45 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0465 ± 0.0006 а.е. (~7.6 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.067 ± 0.024, и делает один оборот за 3.355240 ± 0.000007 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1637 ± 42К.

Также авторы отмечают, что звезда демонстрирует дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе дополнительных небесных тел. Возможно, это еще одна планета с периодом больше 265 суток (скорее всего, около 1000 суток) и большой полуосью орбиты около 2 а.е. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3389v1.pdf

 

24 августа 2010
Новый транзитный горячий гигант у низкометалличной звезды

18 августа в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-37 b. Родительская звезда этой планеты отличается низкой металличностью (тяжелых элементов в ее составе в 2.5 раза меньше, чем на Солнце!), что делает ее одной из самых низкометалличных звезд, рядом с которыми были обнаружены планеты (по этому параметру ее обходит только звезда WASP-21, чья металличность еще ниже).

Итак, звезда WASP-37 удалена от Солнца на 343 ± 36 пк. Это солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, чья масса составляет 0.85 ± 0.06 масс Солнца, радиус – 0.98 ± 0.04 радиуса Солнца, а светимость оценивается в 0.95 ± 0.18 солнечных светимостей. Звезда отличается древним возрастом (7-14 млрд. лет!) и пониженным содержанием тяжелых элементов.
Между тем, планета WASP-37 b – типичный горячий гигант. Ее истинная (не минимальная!) масса оценивается в 1.7 ± 0.1 масс Юпитера, радиус составляет 1.136 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.55 ± 0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 73 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.043 ± 0.001 а.е. (9.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.57747 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1325 ± 25 К.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1008/1008.3096v1.pdf

 

09 августа 2010
Первая планета на тесной орбите у бывшей А-звезды

28 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии горячего гиганта у звезды промежуточной массы HD 102956, уже сошедшей с главной последовательности и начавшей эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Это первая планета у звезды-субгиганта, у которой большая полуось орбиты оказалась меньше 0.1 а.е.! Таким образом, таинственное отсутствие у звезд массой 1.5-3 масс Солнца планет на тесных орбитах, так интриговавшее теоретиков, оказалось просто следствием недостаточной статистики.

Итак, звезда HD 102956 (HIP 57820) удалена от Солнца на 126 ± 13 пк. Ее спектральный класс K0 III, масса оценивается в 1.68 ± 0.11 масс Солнца, радиус – в 4.4 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость составляет 11.6 ± 0.5 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 2.3 ± 0.5 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 102956 b (параметр m sin i) составляет 0.96 ± 0.05 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.081 ± 0.002 а.е. (4 звездных радиуса!) и эксцентриситетом 0.048 ± 0.027, и делает один оборот за 6.4950 ± 0.0004 земных суток. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Авторы открытия делают вывод, что 0.5–2.3% А-звезд имеют планеты на орбитах ближе 0.1 а.е., что сравнимо с аналогичным показателем для солнцеподобных звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4555v1.pdf

 

06 августа 2010
Два неплотных транзитных сатурна от HATNet

29 июля международная группа астрономов, работающая в рамках проекта HATNet, объявила об открытии двух транзитных планет с массами, несколько меньшими массы Сатурна – HAT-P-18 b и HAT-P-19 b.

Звезда HAT-P-18 (GSC 2594-00646) удалена от Солнца на 166 ± 9 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чья масса составляет 0.77 ± 0.03 масс Солнца, радиус - 0.75 ± 0.04 радиусов Солнца, а светимость оценивается в 0.27 ± 0.04 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды на 25% больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-18 b - 0.197 ± 0.013 масс Юпитера или 63 массы Земли, радиус - 0.995 ± 0.052 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 27 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0559 ± 0.0007 а.е. (8.4 млн. км) и эксцентриситетом 0.084 ± 0.05, и делает один оборот за 5.508023 ± 0.000006 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 852 ± 28К.
Низкая средняя плотность HAT-P-18 b говорит о ее преимущественно водородно-гелиевом составе без значительной примеси тяжелых элементов. Видимо, эта планета лежит вблизи маломассивной границы существования газовых гигантов.

Звезда HAT-P-19 (GSC 2283-00589) удалена от Солнца на 215 ± 15 пк. Ее спектральный класс K1 V, чья масса составляет 0.84 ± 0.04 масс Солнца, радиус - 0.82 ± 0.05 радиусов Солнца, а светимость оценивается в 0.37 ± 0.08 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их на 70% больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная масса планеты HAT-P-19 b - 0.292 ± 0.018 масс Юпитера или 93 массы Земли, радиус - 1.132 ± 0.072 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 30 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0466 ± 0.0008 а.е. (7 млн. км) и эксцентриситетом 0.067 ± 0.042, и делает один оборот за 4.008778 ± 0.000006 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1010 ± 42К.
Как и планета HAT-P-18 b, HAT-P-19 b состоит преимущественно из водорода и гелия.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4850v1.pdf

 

04 августа 2010
Две двухпланетные системы у звезд-субгигантов

28 июля в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии двух двухпланетных систем у звезд умеренной массы 24 Секстанта и HD 200964, недавно сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. Обе планетные системы открыты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
Американцы начали наблюдения обеих звезд на Ликской обсерватории в 2004-2005 годах и продолжили их в 2007 году на обсерватории им. Кека. Точность измерения лучевой скорости звезд на Ликской обсерватории составила 4-5 м/сек, а на обсерватории им. Кека – 1.5-2 м/сек.

Итак, звезда 24 Секстанта (HD 90043, HIP 50887) удалена от Солнца на 75 ± 5 пк. Ее спектральный класс G5, масса составляет 1.54 ± 0.08 солнечных масс, радиус превышает солнечный в 4.9 ± 0.08 раза, светимость оценивается в 14.6 ± 0.1 солнечных. Возраст звезды равен 2.7 ± 0.4 млрд. лет.
Около звезды 24 Секстанта обнаружены две планеты-гиганта.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты 24 Sex b составляет 1.99 ± 0.38 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.333 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.14, и делает один оборот за 453 ± 4.5 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.34).
Внешняя планета 24 Sex c имеет минимальную массу 0.86 ± 0.35 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты значительно выше и достигает 0.29 ± 0.16. Ее большая полуось составляет 2.08 ± 0.05 а.е., орбитальный период равен 883 ± 32 земных суток. Судя по соизмеримости орбитальных периодов, обе планеты находятся в орбитальном резонансе 1:2. Если бы не этот резонанс (или, возможно, не разное наклонение планетных орбит), система была бы неустойчива – в перицентре (1.48 а.е.) внешняя планета подходит очень близко к орбите внутренней планеты. Температурный режим внешней планеты меняется от температурного режима Меркурия до температурного режима Венеры, попадая в область теплых планет.

Звезда HD 200964 удалена от Солнца на 68.4 ± 5 пк. Ее спектральный класс K0, масса оценивается в 1.44 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 4.3 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет 11.6 ± 0.4 светимостей Солнца. HD 200964 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их на 40% меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 3.0 ± 0.6 млрд. лет.
Около HD 200964 также обнаружено две планеты-гиганта.
Минимальная масса внутренней планеты HD 200964 b составляет 1.85 ± 0.14 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по почти круговой орбите с большой полуосью 1.601 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.04 ± 0.04, и делает один оборот за 613.8 ± 1.4 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HD 200964 c оценивается в 0.90 ± 0.12 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.95 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.02, и делает один оборот за 825 ± 5 земных суток.
Тепловой режим обеих планет является промежуточным между тепловым режимом Меркурия и тепловым режимом Венеры.
В перицентре своей орбиты внешняя планета подходит к своей звезде ближе, чем внутренняя. Весьма вероятно, что стабильность системы обеспечивается орбитальным резонансом 4:3 и/или значительной разницей в наклонении их орбит, не позволяющей планетам слишком сильно сближаться.

Этот вопрос помогут прояснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1007/1007.4552v1.pdf

 

02 июля 2010
Измерена скрость ветров на Осирисе!

Осирис (HD 209458 b) – первый транзитный горячий гигант, открытый еще в 1999 году. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.38 ± 0.02 радиусов Юпитера, он вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0471 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 3.52475 земных суток
Осирис – самый изученный горячий гигант (хотя и не самый близкий к Солнцу). В 2001 году в его атмосфере был обнаружен натрий, в 2004 году – углерод и кислород, в 2008 – водяной пар, метан и углекислый газ.
Международная группа астрономов наблюдала звезду HD 209458 ночью 7 августа 2009 года в течение 5 часов: все время транзита (3 часа), а также 40 минут до и 90 минут после этого события. Наблюдения проводились на Очень Большом Телескопе Южно-Европейской обсерватории в Чили. Был получен 51 спектр системы в диапазоне от 2291 до 2349 нм. В этом диапазоне расположены многочисленные линии угарного газа CO, а также метана и водяного пара. Полученные спектры сравнивались с модельными расчетами спектра планеты, исходя из ее предполагаемого состава: 2 10^-4 CO и CH₄, 5 10^-4 H₂O, остальное - водород и гелий.
В результате надежно обнаружены были только линии угарного газа. Линии метана и водяного пара образуются также и в земной атмосфере (их еще называют теллурическими), и они замыли собой слабые линии этих веществ, образовавшиеся в атмосфере Осириса. Однако угарный газ был обнаружен совершенно надежно, причем его количество оказалось заметно большим, чем изначально предполагалось – 1-3 10^-3 от общего числа молекул. Также авторы получили верхние пределы на содержание водяного пара и метана: 3 10^-3 и 8 10^-4 соответственно. Как мы видим, эти пределы совсем не жесткие, так что и метан, и водяной пар присутствуют в атмосфере Осириса, только в меньших количествах, чем ожидалось.
Наблюдаемые линии угарного газа сдвинуты в синюю сторону относительно линий звездного спектра, указывая на высокую скорость ветра в атмосфере Осириса. Измеренная скорость ветров достигает 1 км/сек на уровне давлений 0.01-0.1 миллибар (10^-5 - 10^-4 атмосфер). Мощная циркуляция между дневной и ночной сторонами планеты сглаживает температурные контрасты и приводит примерно к одинаковой температуре дневного и ночного полушарий этой планеты (около 1200 К).
Также авторы независимо измерили орбитальную скорость Осириса вокруг родительской звезды: 140 ± 10 км/сек, и по законам Кеплера уточнили массы и планеты, и звезды.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1026/eso1026.pdf

 

28 июня 2010
Новый очень теплый гигант HD 109246 b

28 июня Женевская группа объявила об открытии новой экзопланеты у звезды HD 109246. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Указанная группа товарищей наблюдала звезду HD 109246 с января 2007 года по февраль 2010-го на обсерватории Haute-Provence (Франция) с помощью спектрометра SOPHIE. Точность измерения лучевой скорости звезды составила 2 м/сек.

Звезда HD 109246 является практически двойником Солнца. Ее масса всего на 1%, а радиус на 2% превышают массу и радиус Солнца. Спектральный класс звезды – G0 V, она удалена от Солнца на 65.6 пк. Количество тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 25% превышает солнечное.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 109246 b - 0.77 ± 0.09 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.33 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.04, и делает один оборот за 68.27 ± 0.13 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.29 а.е. в перицентре до 0.37 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1006/1006.4984v1.pdf

 

25 июня 2010
Четвертая планета в системе Gliese 876

Калифорнийская группа объявила об открытии четвертой планеты в системе Gliese 876 – одной из ближайших к Солнцу и интереснейших по своим свойствам планетных систем. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Указанная группа товарищей наблюдает за звездой Gliese 876 уже более 12 лет. Сначала (в 1998 году) они открыли самую массивную планету системы Gliese 876 b, которая вызывала колебания лучевой скорости родительской звезды с полуамплитудой 240 м/сек. Минимальная масса планеты была оценена в 2.1 масс Юпитера, орбитальный период был близок к 61 земным суткам. Спустя 2.5 года (в 2001 году), проведя дополнительные измерения, они обнаружили вторую планету, чей вклад в изменение лучевой скорости звезды составил 81 м/сек. Минимальную массу планеты Gliese 876 c оценили в 0.56 масс Юпитера, орбитальный период оказался близким к 30 суткам.
Соизмеримость периодов обеих планет позволила предположить, что планеты находятся в орбитальном резонансе 1:2 и должны сильно взаимодействовать друг с другом при каждом сближении. Промоделировав силу этого взаимодействия и ее влияние на орбиты планет, ученые смогли вычислить истинные массы планет b и c и оценить наклонение их орбит к лучу зрения, которое оказалось близким к 50°.
Но на этом история не закончилась. В 2001-2005 годах наблюдения за Gliese 876 продолжились, в 2005 году была анонсирована третья планета Gliese 876 d с орбитальным периодом 1.94 дня и минимальной массой 5.9 масс Земли. Считая, что орбита новой планеты лежит в той же плоскости, что и орбиты гигантов b и c (наклонение ~ 50°), получили истинную массу внутренней планеты – 7.5 масс Земли. Gliese 876 d вызывала колебания лучевой скорости родительской звезды с полуамплитудой всего 6.5 м/сек.
Калифорнийская группа вместе со своими коллегами-конкурентами из других групп продолжали активно мониторить звезду Gliese 876 с целью изучить все тонкости взаимных резонансов в этой системе. Correia с коллегами (2009 год), проанализировав 52 дополнительных замера лучевой скорости звезды, полученные им на спектрографе HARPS, подтвердил внутреннюю планету Gliese 876 d и независимо определил наклонения орбит гигантов Gliese b и Gliese c: 49 ± 1° и 48 ± 2°. Кроме того, он нашел, что орбита планеты Gliese d, несмотря на близость к звезде и мощные приливные силы, обладает заметным эксцентриситетом: ed = 0.14 ± 0.03.
Но и на этом история не закончилась! Калифорнийская группа продолжала скурпулезно измерять лучевые скорости звезды Gliese 876 на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES. Проанализировав новые данные, они обнаружили четвертую планету в системе - Gliese 876 e. Полуамплитуда лучевой скорости, наводимая на звезду этой планетой, составляет всего 3.4 ± 0.4 м/сек.

Итак, минимальная масса планеты Gliese 876 e равна 12.9 масс Земли. Учитывая наклонение i для этой планеты, равное 59°, можно вычислить истинную массу планеты, которая получается равной 14.6 ± 1.7 масс Земли. Четвертая планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите на среднем расстоянии 0.334 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 124.3 ± 0.7 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует поясу астероидов в Солнечной системе.
Три внешние планеты находятся друг с другом в орбитальном резонансе 1:2:4 подобно внутренним галилеевым спутникам Юпитера (пока планета Gliese 876 e делает один оборот, Gliese 876 b делает два, а Gliese 876 c – четыре). Авторы статьи промоделировали движение планет на 821 год вперед и нашли систему стабильной.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1006/1006.4244v1.pdf

 

23 июня 2010
Еще одна планета на снимках! 1RXS1609 b

15 июня 2010 года группа канадских астрономов опубликовала в Архиве электронных препринтов статью, где объявила о подтверждении планетной природы и физической связи со звездой объекта 1RXS1609 b. Тем самым, 1RXS1609 b стала самой удаленной от своей звезды планетой (их разделяет 330 а.е.)
Впервые объект был обнаружен на инфракрасных снимках, сделанных в апреле и июне 2008 года на телескопе Северный Джемини с помощью системы адаптивной оптики ALTAIR. Тогда на снимках рядом с молодой звездой 1RXS1609 на расстоянии всего 2.2 угловых секунд от нее (что соответствует расстоянию 330 а.е. в проекции на небесную сферу) был обнаружен тусклый точечный источник, который мог оказаться как спутником звезды, так и объектом заднего фона. За два года выяснилось, что объект имеет одинаковое со звездой собственное движение и, следовательно, связан с ней физически.
Кроме того, канадцы получили спектр планеты в полосе J и его фотометрию в интервале 3.0-3.8 мкм, тем самым определив его размер и температуру. Объект оказался довольно горячим – 1800 ± 200К, и крупным (радиус на 70% превышает радиус Юпитера). Сравнение его параметров с модельными расчетами молодых массивных планет позволило оценить его массу – 8 масс Юпитера (с учетом погрешностей, 6-11 масс Юпитера).
Родительская звезда и, соответственно, планета очень молоды – их возраст оценивается всего в 5 млн. лет. Система удалена от Солнца на 145 ± 20 пк. Масса родительской звезды оценивается в 0.85 солнечных масс, радиус на 35% превышает солнечный. Видимо, звезда еще настолько молода, что продолжает постепенно сжиматься (ее размер по достижении главной последовательности окажется в полтора раза меньше нынешнего).
Авторы работы поискали другие планеты рядом с этой звездой и ничего не нашли. Они дают верхние пределы на наличие других планет: на расстоянии 440 а.е. от звезды нет планет тяжелее 1 массы Юпитера, на расстоянии 100 а.е. нет планет массивнее 2 масс Юпитера, и наконец, на расстоянии 50 а.е. нет планет массивнее 8 масс Юпитера.
Надо сказать, наличие массивной планеты так далеко от звезды вызывает вопрос, как она там оказалась. Пока с этим нет ясности.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1006/1006.3070v1.pdf

 

22 июня 2010
Получено прямое изображение планеты Бета Живописца b!

Бета Живописца – близкая молодая звезда. Она удалена от Солнца на 19.3 ± 0.2 пк, ее спектральный класс A6 V, масса составляет 1.75 масс Солнца, радиус – 1.8 радиусов Солнца, светимость в 8.7 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 8-20 млн. лет.
Еще в 80-е годы прошлого века инфракрасный космический телескоп IRAS обнаружил у Беты Живописца избыток инфракрасного излучения, который был объяснен наличием возле нее протяженного (сотни а.е.) пылевого диска, видимого почти с ребра. В течение последующих 25 лет звезда и диск вокруг нее активно изучались как с помощью наземных телескопов, так и с помощью орбитального телескопа им. Хаббла. Заметная асимметрия диска (его внутренние части наклонены на 5 градусов относительно плоскости основного диска) говорила о возможности наличия в нем молодой массивной планеты.

Пылевой диск вокруг Беты Живописца и наложенные на него снимки планеты, сделанные в 2003 и 2009 годах

В 2003 году на снимках диска Беты Живописца, сделанных в инфракрасных лучах, был замечен тусклый точечный объект, удаленный от звезды примерно на 8 а.е. (в проекции на небесную сферу). Но было непонятно, что это такое – планета, вращающаяся вокруг Беты Живописца, или объект заднего фона? На снимках, сделанных позже, этого объекта не было. Но в конце 2009 года его снова удалось обнаружить – уже по другую сторону от звезды! Видимо, в 2004-2008 годах он подходил слишком близко к звезде и тонул в ее лучах. В пределах погрешностей планета вращается в плоскости диска.
Пока о планете Бета Живописца b известно немного. Ее масса оценивается в 6-13 масс Юпитера, период обращения около 17 лет, большая полуось орбиты – 12 ± 4 а.е. В ближайшие годы планируется проследить ее орбитальное движение и более точно определить ее параметры.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1024/eso1024.pdf
О Бете Живописца на Астронете: http://www.astronet.ru/db/msg/1245546

 

18 июня 2010
Шесть новых транзитных планет от COROT (продолжение)

Солнцеподобная звезда CoRoT-12 удалена от Солнца на 1150 ± 85 пк. Ее спектральный класс G2 V, масса оценивается в 1.08 ± 0.07 масс Солнца, радиус – в 1.12 ± 0.09 радиусов Солнца, светимость близка к 1.16 солнечных. Тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная масса планеты CoRoT-12 b оценивается в 0.917 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – в 1.44 ± 0.13 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.41 г/куб.см и второй космической скорости около 48 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.04 а.е. (6 млн.км) и эксцентриситетом 0.07 -0.04/+0.06, и делает один оборот за 2.82804 ± 0.00001 земных суток. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Еще одна солнцеподобная звезда CoRoT-13 удалена от Солнца на 1310 ± 100 пк. Ее спектральный класс G0 V, масса составляет 1.09 ± 0.02 масс Солнца, радиус - 1.01 ± 0.03 радиусов Солнца, светимость оценивается в 1.14 солнечных. Содержание тяжелых элементов также близко к солнечному значению.
Истинная масса планеты CoRoT-13 b - 1.308 ± 0.066 масс Юпитера, зато радиус составляет всего 0.885 ± 0.014 радиусов Юпитера, что приводит к неожиданно высокой (для такой массы и температурного режима) средней плотности планеты - 2.34 ± 0.23 г/куб.см. Это говорит о наличии у нее массивного ядра из тяжелых элементов, чью массу авторы открытия оценивают в 140-300 масс Земли (0.44-0.94 масс Юпитера). Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.051 ± 0.003 а.е. (7.7 млн. км) и делает один оборот за 4.03519 ± 0.00003 земных суток.
Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1700К (в предположении нулевого альбедо).

Звезда CoRoT-14 имеет спектральный класс F9 V. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.09 масс Солнца, радиус - 1.21 ± 0.08 радиусов Солнца, светимость близка к 1.74 солнечным светимостям. Расстояние до звезды не сообщается, но, зная видимую величину этой звезды (+16.03), его можно оценить в 2300 пк.
Планета CoRoT-14 b отличается высокой массой – она достигает 7.6 ± 0.5 масс Юпитера. Радиус планеты оценивается в 1.09 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 7.8 г/куб.см (больше плотности стали!) и второй космической скорости 158 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите и делает один оборот за 1.51215 ± 0.0001 земных суток. Расстояние от планеты до звезды не сообщается, но его можно вычислить по законам Кеплера (у меня получилось 4 млн.км или 0.27 а.е.).

Информация получена: http://exoplanet.eu/planet.php?p1=CoRoT-12&p2=b#a_publi (О CoRoT-12 b)
http://exoplanet.eu/papers/jcabrera-20100604132630-corot13b.pdf (О CoRoT-13 b)
http://exoplanet.eu/planet.php?p1=CoRoT-14&p2=b#a_publi (О CoRoT-14 b)

 

17 июня 2010
Шесть новых транзитных планет от COROT

Несколько дней назад группа астрофизиков, изучающих данные с европейского спутника COROT, объявила об открытии шести новых транзитных экзопланет, получивших названия CoRoT-8 b, CoRoT-10 b, CoRoT-11 b, CoRoT-12 b, CoRoT-13 b и CoRoT-14 b.
Спутник CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits = Конвекция, Вращение и планетные Транзиты) был запущен 27 декабря 2006 года и проработает до 31 марта 2013 года. Он предназначен для выполнения двух важных задач: изучения звезд методом астросейсмологии и поиска внесолнечных планет методом транзитов. С его помощью уже было открыто 7 планет и один коричневый карлик (в том числе – первая транзитная суперземля CoRoT-7 b), еще множество планетных кандидатов ждут измерения массы и подтверждения своей планетной природы методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Звезда CoRoT-8 удалена от Солнца на 380 ± 30 пк. Ее спектральный класс K1 V, масса оценивается в 0.88 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 0.77 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет около 19% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов: их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная) масса планеты CoRoT-8 b равна 0.22 ± 0.03 масс Юпитера (70 ± 9 масс Земли), радиус – 0.57 ± 0.02 радиусов Юпитера (6.4 ± 0.2 радиуса Земли), что приводит к средней плотности планеты 1.6 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 37 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.063 ± 0.001 а.е. (9.5 млн. км или 17.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.21229 ± 0.00003 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что достаточно высокая средняя плотность планеты, близкая к средней плотности Нептуна, говорит о наличии у нее крупного ядра из тяжелых элементов, чья масса оценивается в 47-63 масс Земли (соответственно, на массу водородно-гелиевой атмосферы остается 7-23 масс Земли). По своим массе, радиусу и химическому составу планета CoRoT-8 b лежит на границе между газовыми гигантами и нептунами, что делает ее изучение особенно интересным. Ее тепловой режим соответствует очень теплым планетам (a/Rэф ~ 0.15), эффективная температура оценивается в 925К (в предположении нулевого альбедо).

Звезда CoRoT-10 удалена от Солнца на 345 ± 70 пк. Она очень похожа на звезду CoRoT-8: ее спектральный класс K1 V, масса оценивается в 0.89 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 0.79 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость составляет около 0.1 светимости Солнца. Звезда также отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раза больше, чем на Солнце.
Истинная масса планеты CoRoT-10 b оценивается в 2.75 ± 0.16 масс Юпитера, ее радиус составляет 0.97 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты в 3.7 ± 0.8 г/куб.см и второй космической скорости около 100 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1055 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.53 ± 0.04 (!), и делает один оборот за 13.2406 ± 0.0002 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.05 а.е. в перицентре до 0.16 а.е. в апоцентре, т.е. более чем в три раза. Ее тепловой режим соответствует очень теплым планетам, а эффективная температура оценивается в 600 ± 23 К (возможно, меняется от 518 до 935К).
Авторы открытия оценили массу ядра планеты в 120-240 масс Земли, т.е. в 14-28% ее полной массы.
Интересно, что из-за высокого эксцентриситета и, соответственно, неравномерного движения по орбите, CoRoT-10 b не может быть захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и не повернута к своей звезде только одной стороной. Из-за сильного приливного воздействия в перицентре и гораздо более слабого в апоцентре планета может быть захвачена в псевдо-синхронное вращение с периодом около 4.25 ± 0.53 земных суток. Так это или нет, покажут дальнейшие наблюдения.

Звезда CoRoT-11 удалена от Солнца на 560 ± 30 пк. Ее спектральный класс F6 V, масса оценивается в 1.27 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.37 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.9 раза превышает солнечную. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.
Истинная масса планеты CoRoT-11 b равна 2.33 ± 0.34 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.43 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.99 ± 0.15 г/куб.см и второй космической скорости около 77 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.044 ± 0.005 а.е. (6.6 млн. км или 6.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.99433 ± 0.00001 земных суток.
Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1657 ± 55 К. По своим свойствам это типичный горячий гигант.

Продолжение следует.

Информация получена: http://exoplanet.eu/papers/pascalborde-20100412150305-corot-8b.pdf (О CoRoT8 b)
http://exoplanet.eu/papers/Bonomo_CoRoT10b.pdf (О CoRoT-10 b)
http://exoplanet.eu/papers/dgandolfi-20100603060938-corot11b.pdf (О CoRoT-11 b)

 

 

1 июня 2010
Новый транзитный горячий гигант HAT-P-15 b

Группа венгерских астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, в содружестве с Калифорнийской группой объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта HAT-P-15 b.

Звезда HAT-P-15 (она же GSC 2883-01687) удалена от Солнца на 190 ± 8 пк. Ее спектральный класс G5, масса, радиус и светимость близки к солнечным. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 7 ± 2 млрд. лет.
Истинная (не минимальная) масса планеты HAT-P-15 b составляет 1.946 ± 0.066 масс Юпитера, радиус - 1.072 ± 0.043 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.96 ± 0.22 г/куб.см и второй космической скорости около 81 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0964 ± 0.0014 а.е. и эксцентриситетом 0.190 ± 0.019, и делает один оборот за 10.8635 земных суток. Расстояние от планеты до звезды меняется от 0.078 а.е. в перицентре до 0.114 а.е. в апоцентре.
Сравнение параметров планеты с модельными расчетами говорит о ее преимущественно водородно-гелиевом составе со сравнительно небольшой (~ 10 масс Земли) примесью тяжелых элементов. Эффективная температура HAT-P-15 b оценивается в 904 ± 20 К, что заметно ниже, чем у большинства известных транзитных планет. Дальнейшее изучение HAT-P-15 b (для которой a/Rэф ~ 0.1) поможет понять атмосферную динамику планет, более прохладных, чем обычные горячие юпитеры.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1005/1005.5300v1.pdf

 

19 мая 2010
Массивная планета рядом с красным гигантом

17 мая 2010 года группа японских астрономов под руководством Сато (Bun'ei Sato) объявила об открытии новой экзопланеты у красного гиганта HD 145457. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
Начиная с 2001 года, японцы наблюдают примерно 600 желтых и красных гигантов и субгигантов, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A или поздний B. Их интерес именно к проэволюционировавшим звездам вызван тем, что непосредственный поиск планет у AB-звезд затруднен из-за отсутствия в их спектрах узких линий (а значит, и невозможности точно измерить лучевую скорость такой звезды).
За время работы обзора уже было открыто 9 планет и 1 коричневый карлик.

Итак, звезда HD 145457 (HIP 79219) удалена от Солнца на 126 ± 12 пк. Это красный гигант спектрального класса K0 III, чья масса составляет 1.9 ± 0.3 масс Солнца, радиус превышает солнечный в 10 ± 0.5 раз, а светимость достигает 45 ± 8 солнечных.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 145457 b составляет 2.9 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.76 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.035 и делает один оборот за 176.3 ± 0.4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.68 а.е. в перицентре до 0.84 а.е. в апоцентре. Несмотря на довольно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды планета является очень теплым гигантом (a/Rэф = 0.11).

Авторы открытия отмечают, что новая планета хорошо укладывается в закономерность, уже подмеченную для планет, вращающихся вокруг звезд умеренной массы (от 1.5 до 5 масс Солнца): она массивна, имеет небольшой эксцентриситет и находится на довольно широкой орбите. Таким образом, планетные системы звезд умеренной массы заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных (FGK) звезд и звезд красных карликов.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1005/1005.2860v1.pdf

 

15 мая 2010
Транзитный горячий гигант HAT-P-16 b

12 мая 2010 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья международной группы астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, об открытии новой транзитной планеты - горячего гиганта HAT-P-16 b.
Проект HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network = Сеть автоматических телескопов, сделанных в Венгрии) работает с 2003 года. Сеть включает в себя шесть широкоугольных автоматических телескопа, четыре из них расположены на обсерватории имени Фреда Лоуренса в Аризоне, еще два находятся в Южной Африке. К настоящему времени наблюдениями было покрыто около 11% северного неба. В рамках проекта снимаются кривые блеска множества звезд, чья видимая звездная величина лежит в интервале от +8 до +12.5, с целью поиска транзитов - т.е. событий прохода планет по диску своих звезд.

Итак, звезда HAT-P-16 удалена от Солнца на 235 ± 10 пк. Ее спектральный класс F8, масса оценивается в 1.22 ± 0.04 масс Солнца, светимость составляет 2 ± 0.2 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза превышает солнечное значение. Возраст звезды оценивается в 2.0 ± 0.8 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты HAT-P-16 b составляет 4.2 ± 0.1 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.29 ± 0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 2.42 ± 0.35 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0413 ± 0.0004 а.е. (6.2 млн.км) и эксцентриситетом 0.036, и делает один оборот за 2.775960 ± 0.000003 земных суток.
По своим свойствам планета HAT-P-16 b является типичным горячим гигантом.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1005/1005.2009v1.pdf

 

 

29 апреля 2010
Экзосатурн в обитаемой зоне у близкого красного карлика

26 апреля 2010 года Калифорнийская группа объявила об открытии новой планеты у сравнительно близкого красного карлика HIP 57050. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрометра HIRES.

Звезда HIP 57050 (она же GJ 1148, она же Ross 1003) удалена от Солнца на 11 ± 0.4 пк. Это красный карлик спектрального класса M4 V, чья масса оценивается в 0.34 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.4 солнечных радиусов, а светимость составляет 0.01486 светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе Солнца.
Минимальная масса планеты HIP 57050 b (параметр m sin i) оценивается в 0.3 ± 0.03 масс Юпитера, т.е. примерно равна массе Сатурна. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.1635 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.09, и делает один оборот за 41.4 ± 0.02 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется примерно от 0.11 а.е. в перицентре до 0.21 а.е. в апоцентре.
Температурный режим планеты меняется грубо от температурного режима Земли до температурного режима Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Авторы открытия отмечают, что лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф, что говорит о наличии в системе дополнительных небесных тел. Возможно, после дальнейших тщательных наблюдений за системой и выяснения орбитальных параметров этих тел эксцентриситет HIP 57050 b окажется заметно ниже (в истории экзопланетной астрономии так было уже не раз).

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1004/1004.4608v1.pdf

 

 

22 апреля 2010
WASP-33 b - транзитная планета у А-звезды

Подавляющее большинство планет, открытых на данный момент, вращается вокруг звезд поздних спектральных классов (FGKM), хотя теории образования планет предсказывают наибольшую частоту образования планет-гигантов у А и В-звезд. Причиной, по которой теория так сильно расходится с наблюдениями, являются «неудачные» спектры звезд ранних спектральных классов – с редкими размытыми линиями, не позволяющими измерять лучевые скорости этих звезд с удовлетворительной точностью. Лишь после схода А-звезд с главной последовательности и превращения их в желтые и оранжевые гиганты (что приводит к охлаждению звездных фотосфер и появлению в их спектрах многочисленных узких линий) становится возможным обнаруживать рядом с ними планетные системы. Тем интереснее выглядит открытие транзитной планеты у яркой (видимая звездная величина +8.3) быстро вращающейся звезды WASP-33 (она же HD 15082, она же HIP 11397) спектрального класса А.

Звезда WASP-33 удалена от Солнца на 116 ± 16 пк. Ее спектральный класс называется очень хитро: kA5hA8mF4 (т.е. А5 по линии K ионизированного кальция Ca II, А8 по линиям водорода и F4 по линиям металлов). Авторы статьи оценили ее температуру в 7400 ± 200 K, массу в 1.495 ± 0.03 масс Солнца, радиус в 1.444 ± 0.034 радиусов Солнца, откуда можно оценить светимость звезды примерно в 5.6 светимостей Солнца.
Из наблюдений кривой блеска этой звезды были определены геометрические параметры затмевающего звезду тела: радиус – 1.5 ± 0.05 радиусов Юпитера, орбитальный период – 1.219867 ± 0.000001 земных суток, расстояние между звездой и затмевающим телом – 0.0256 ± 0.0002 а.е. (всего 3.8 млн.км!) Измерения лучевой скорости звезды дали только верхнюю оценку массы транзитного объекта – 4 массы Юпитера, что говорит о планетной природе этого небесного тела. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты – она оказалась исключительно велика и сравнима с температурой маломассивных звезд главной последовательности – около 2700К.
Дополнительно был обнаружен линейный дрейф лучевой скорости звезды в -18 ± 3 м/сек за сутки, что говорит о присутствии в системе еще одного компаньона (коричневого карлика или маломассивной звезды) с периодом больше 200 суток, чью массу можно оценить по формуле
Mc = 0.036 (ac = AU)^2 масс Солнца.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/cameron2010_wasp33.pdf

 

21 апреля 2010
Горячий сатурн WASP-29 b

Еще одной интересной планетой, анонсированной 14 апреля группой SuperWASP, является транзитный горячий сатурн WASP-29 b.
«Сатурнами» неофициально зовут сравнительно маломассивные газовые гиганты, чья масса попадает в интервал 0.2-0.4 масс Юпитера. Их известно сравнительно немного: помимо собственно Сатурна, из транзитных планет (т.е. планет, у которых определена истинная масса, а не ее нижний предел m sin i) сюда попадают HD 149026 b с массой 0.36 масс Юпитера, HAT-P-12 b с массой 0.211 масс Юпитера и WASP-21 b с массой 0.3 масс Юпитера. Планета WASP-29 b оказывается в той же куче.

Звезда WASP-29 удалена от Солнца на 80 пк. Ее спектральный класс K4 V, масса оценивается в 0.824 ± 0.03 масс Солнца, радиус – в 0.846 ± 0.05 радиусов Солнца, светимость составляет примерно 28% от солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды немного (примерно на 30%) превышает солнечное.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-29 b оценивается в 0.248 ± 0.02 масс Юпитера или 79 ± 6 масс Земли, радиус составляет 0.74 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.8 ± 0.2 г/куб.см и второй космической скорости около 35 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0456 ± 0.0006 а.е. (6.8 млн. км) и делает один оборот за 3.92273 ± 0.00004 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 994 ± 45 К.

Сравнение параметров WASP-29 b с модельными расчетами привело авторов к выводу, что планета имеет ядро из тяжелых элементов, чья масса близка к 25 массам Земли. Это меньше, чем масса ядра HD149026 b (более 50 масс Земли), но больше, чем масса ядра HAT-P-12 b (менее 10 масс Земли), и прекрасно согласуется с умеренной металличностью родительской звезды WASP-29.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/hellier2010_wasp29.pdf

 

20 апреля 2010
WASP-25 b и WASP-28 b

Еще одной транзитной планетой, открытой в рамках проекта SuperWASP, стал горячий гигант WASP-25 b.

WASP-25 – солнцеподобная звезда спектрального класса G4 V. Ее масса равна массе Солнца, радиус на 5% меньше солнечного радиуса, а светимость составляет примерно 86% от светимости Солнца. Расстояние до звезды в статье не приводится, но, зная видимую звездную величину WASP-25, равную +11.88, можно оценить и расстояние до нее – приблизительно 240 пк.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-25 b составляет 0.58 ± 0.04 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.26 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 41 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0474 ± 0.0004 а.е. (7 млн. км) и делает один оборот за 3.76483 ± 0.00005 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1231 ± 40 К.

Обобщив данные о соотношении массы и радиуса 12 транзитных экзопланет с массами от 0.4 до 0.7 масс Юпитера, европейские астрономы представили эмпирическую формулу, описывающую это соотношение:
Rp = 0.3691 ? 0.3481 [Fe/H] + 6.309 (Tэф/1000К) (в радиусах Юпитера)

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/enoch2010_wasp25.pdf

Звезда WASP-28 – солнцеподобная звезда немного массивнее и ярче Солнца. Ее спектральный класс лежит в интервале F8-G0, масса оценивается в 1.08 ± 0.04 масс Солнца, радиус – в 1.05 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость составляет примерно полторы солнечных. Зная видимую звездную величину WASP-28, равную +12, можно вычислить расстояние до звезды – оно составляет примерно 330-340 пк. Звезда WASP-28 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Масса планеты WASP-28 b - 0.91 ± 0.06 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.12 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.865 ± 0.15 г/куб.см и второй космической скорости, близкой к 54 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0455 ± 0.0005 а.е. и эксцентриситетом 0.046 ± 0.03 (небольшим, но не равным нулю!), и делает один оборот за 3.408821 ± 0.000015 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1410 ± 60 К.

Сравнивая параметры планеты с модельными расчетами, авторы отмечают, что планета WASP-28 b, скорее всего, не имеет массивного ядра из тяжелых элементов – его массовая доля не превышает 10 масс Земли. Этот факт легко объясним пониженной металличностью родительской звезды (точнее, протопланетного облака, из которого образовалась система WASP-28).

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/west2010_wasp28.pdf

 

 

17 апреля 2010
Еще две планеты от SuperWASP: горячий сатурн и горячий юпитер

Продолжаю рассказывать о новых транзитных экзопланетах, анонсированных европейскими астрофизиками 14 апреля. Одной из них стал горячий сатурн WASP-21 b.
Звезда WASP-21 удалена от Солнца на 230 ± 30 пк. Ее спектральный класс G3 V, масса оценивается в 1.01 ± 0.025 масс Солнца, радиус составляет 1.06 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно равна солнечной. Звезда отличается низким содержанием тяжелых элементов – их почти в 3 раза меньше, чем на Солнце!
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-21 b - 0.300 ± 0.01 масс Юпитера. При массе Сатурна планета имеет размер, превышающий размер Юпитера – ее радиус составляет 1.07 ± 0.05 радиуса Юпитера. Это приводит к низкой средней плотности планеты – всего 0.32 ± 0.05 г/куб.см, что делает WASP-21 b одной из самых неплотных транзитных планет, известных на данный момент. Она вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.052 а.е. (7.8 млн.км) и делает один оборот за 4.322482 ± 0.00002 земных суток.
Авторы открытия отмечают, что между металличностью звезды и плотностью транзитных экзопланет с массой, близкой к массе Сатурна, есть прямая зависимость – чем больше тяжелых элементов входит в состав родительской звезды, тем плотнее оказывается транзитный экзосатурн.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/bouchy2010_wasp21.pdf

Еще одна транзитная планета, открытая в рамках проекта SuperWASP – горячий гигант WASP-24 b.
Его родительская звезда WASP-24 удалена от Солнца примерно на 250 пк. Ее спектральный класс F8 или F9, масса оценивается в 1.13 ± 0.03 масс Солнца, радиус составляет 1.15 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно на 60% превышает солнечную.
Масса планеты WASP-24 b – 1.03 ± 0.04 масс Юпитера, ее радиус – 1.1 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.02 ± 0.16 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0359 ± 0.0003 а.е. (5.4 млн. км) и делает один оборот за 2.341208 ± 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру планеты в 1660 ± 44К.
По своим параметрам WASP-24 b – типичный горячий гигант (его свойства близки к свойствам большинства подобных объектов).

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/street2010_wasp24.pdf

 

15 апреля 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-22 b

Группа SuperWASP продолжает анонсировать новые транзитные экзопланеты, открытые в рамках работы этого проекта. 13 апреля европейские астрономы объявили об открытии транзитного горячего гиганта WASP-22 b.

Звезда WASP-22 немного больше и горячее Солнца. Ее спектральный класс не сообщается, но, судя по температуре фотосферы, близкой к 6000К, он должен лежать в интервале F9-G1. Ее масса оценивается в 1.1 ± 0.3 массы Солнца, радиус – в 1.13 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к полутора светимостям Солнца. При видимой звездной величине, равной +12, WASP-22 должна быть удалена от Солнца примерно на 300-340 пк.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-22 b составляет 0.56 ± 0.02 масс Юпитера, радиус оценивается в 1.12 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 0.53 ± 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 42 км/сек.
Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0468 ± 0.0004 а.е. (7 млн. км) и эксцентриситетом 0.023 ± 0.012, и делает один оборот за 3.53269 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1430 ± 30 K.

Судя по дополнительному дрейфу лучевой скорости звезды в 40 ± 5 м/сек в год, в системе присутствует еще одно небесное тело на внешней орбите - массивная планета, коричневый карлик или маломассивная звезда.

Информация получена: http://www.superwasp.org/documents/maxted2010_wasp22.pdf

 

14 апреля 2010
Новый транзитный горячий гигант WASP-26 b

12 апреля 2010 года группа европейских астрономов, работающих в рамках проекта SuperWASP, объявила об открытии нового транзитного горячего гиганта WASP-26 b.
Проект SuperWASP основан на работе двух автоматических телескопов, один из которых расположен на Канарских островах, а другой – в Южной Африке. Две широкоугольные камеры снимают кривые блеска сразу множества звезд для того, чтобы находить транзиты – события прохождения планет по дискам своих звезд, что приводит к периодическому небольшому (обычно на 1-2%) уменьшению их блеска. Проект рассчитан на обнаружение транзитов у сравнительно ярких звезд (с видимой звездной величиной от 9 до 13 звездных величин).

Видимая звездная величина звезды WASP-26 – 11.3. Ее спектральный класс G0, масса составляет 1.12 ± 0.03 солнечных масс, радиус оценивается в 1.34 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость близка к 2 светимостям Солнца. Звезда входит в состав широкой звездной пары, ее компаньон – звезда главной последовательности спектрального класса К, удаленная на расстояние около 3800 а.е. с орбитальным периодом, превышающем 170 тыс. лет. Возраст системы оценивается в 6 ± 2 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-26 b близка к массе Юпитера, радиус оценивается в 1.32 ± 0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты в 0.59 ± 0.1 г/куб.см и второй космической скорости около 53 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0400 ± 0.0003 а.е. (6 млн. км) и делает один оборот за 2.7566 земных суток. Авторы открытия оценивают температуру WASP-26 b в 1660 ± 40K.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1004/1004.1542v1.pdf

 

 

23 марта 2010
Семь новых планет-гигантов у проэволюционировавших звезд

19 марта Калифорнийская группа объявила об открытии семи новых планет гигантов рядом со звездами-субгигантами промежуточной массы, которые, будучи на главной последовательности, имели спектральный класс A, но уже проделали заметный путь в сторону превращения в красные гиганты. Открытия сделаны методом измерения лучевых скоростей родительских звезд на обсерватории им. Кека.
Начиная с апреля 2007 года указанная группа товарищей отслеживала лучевые скорости примерно 500 звезд-субгигантов с видимой звездной величиной больше +8.5 (т.е. довольно ярких). Точность измерения лучевых скоростей оказалась близка к 5 м/сек. Все новые планеты являются массивными (с массой, превышающей массу Юпитера) и находятся на широких орбитах.

Итак, звезда HD 4313 (она же HIP 3574) удалена от Солнца на 137 ± 14 пк. Это желтый субгигант спектрального класса G5, чья масса превышает солнечную в 1.72 ± 0.12 раза, радиус составляет 4.9 ± 0.1 солнечных радиусов, а светимость достигает 14.1 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 2 ± 0.5 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 4313 b (параметр m sin i) составляет 2.3 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.19 ± 0.03 а.е. и делает один оборот за 356.0 ± 2.6 земных суток. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.3).

Звезда HD 95089 (она же HIP 53666) удалена от Солнца на 139 ± 16 пк. Ее спектральный класс K0, масса составляет 1.58 ± 0.11 масс Солнца, радиус превышает солнечный в 4.9 ± 0.1 раза, светимость достигает 13.5 ± 0.5 солнечных. Возраст звезды оценивается в 2.5 ± 0.9 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 95089 b - 1.2 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.51 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.157 ± 0.086, и делает один оборот за 507 ± 16 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется примерно от 1.27 а.е. в перицентре до 1.75 в апоцентре. Тепловой режим планеты соответствует тепловому режиму Меркурия.
Помимо периодического сигнала, вызванного влиянием планеты HD 95089 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф в 31 м/сек, что говорит о наличии в системе дополнительного компаньона (планеты или коричневого карлика) на более широкой орбите.

Звезда HD 181342 (она же HIP 95124) удалена от Солнца на 110.6 ± 7.5 пк. Это оранжевый субгигант спектрального класса K0 III, чья масса и радиус превышают солнечные, соответственно, в 1.84 ± 0.13 и 4.6 ± 0.1 раза. Светимость звезды составляет 12.0 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 1.8 ± 0.4 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 181342 b - 3.3 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.78 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.177 ± 0.057, и делает один оборот за 663 ± 29 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.46 а.е. в перицентре до 2.1 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты является промежуточным между тепловыми режимами Венеры и Меркурия.

Звезда HD 206610 (она же HIP 107251) удалена от Солнца на 194 ± 36 пк. Ее спектральный класс K0, масса составляет 1.56 ± 0.11 солнечных масс, радиус - 6.1 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 18.9 ± 0.6 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 3 ± 1 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 206610 b - 2.2 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.68 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.23 ± 0.06, и делает один оборот за 610 ± 13 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.29 а.е. в перицентре до 2.07 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Звезда HD 180902 (она же HIP 94951) удалена от Солнца на 110 ± 10 пк. Это оранжевый субгигант спектрального класса K0 III, чья масса и радиус превышают солнечные, соответственно, в 1.52 ± 0.11 и 4.1 ± 0.1 раза. Светимость звезды составляет 9.4 ± 0.5 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 2.8 ± 0.7 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 180902 b – 1.6 ± 0.2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.39 ± 0.04 а.е. и делает один оборот за 479 ± 13 земных суток. Тепловой режим планеты также примерно соответствует тепловому режиму Меркурия (a/Rэф ~ 0.45).
Помимо периодического сигнала, вызванного влиянием планеты HD 180902 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф в 135 м/сек, что говорит о наличии в системе дополнительного компаньона на более широкой орбите (скорее всего, коричневого карлика).

Звезда HD 136418 (она же HIP 74961) удалена от Солнца на 98 ± 5.6 пк. Это желтый субгигант спектрального класса G5, чья масса составляет 1.33 ± 0.09 солнечных масс, а радиус - 3.4 ± 0.1 солнечных радиусов. Светимость звезды превышает солнечную в 6.8 ± 0.5 раза. Возраст звезды оценивается в 4 ± 1 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 136418 b - 2.0 ± 0.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.32 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.255 ± 0.04, и делает один оборот за 464.3 ± 3.2 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.98 а.е. в перицентре до 1.66 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты меняется от теплового режима Меркурия до теплового режима Венеры.

Звезда HD 212771 (она же HIP 110813) удалена от Солнца на 131 ± 14 пк. Ее спектральный класс G8 IV, масса равна 1.15 ± 0.08 масс Солнца, радиус составляет 5.0 ± 0.1 радиусов Солнца, светимость достигает 15.4 ± 0.5 солнечных. Возраст звезды оценивается в 6 ± 2 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 212771 b оценивается в 2.3 ± 0.4 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.22 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.06, и делает один оборот за 373.3 ± 3.4 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.09 а.е. в перицентре до 1.35 а.е. в апоцентре. Тепловой режим планеты грубо соответствует тепловому режиму Меркурия.

Новые планеты укладываются в закономерность, уже подмеченную для планетных систем бывших А-звезд: они массивны и находятся на широких орбитах. Причину отличия таких систем от планетных систем FGK (солнцеподобных) звезд еще предстоит выяснить.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1003/1003.3445v1.pdf

 

19 марта 2010
Первый транзитный теплый гигант на 95-дневной орбите

17 марта 2010 года в журнале Nature появилась статья Женевской группы о планете, слухи о которой ходили больше года – о транзитном теплом гиганте CoRoT-9 b. К сожалению, полный текст статьи недоступен, но на сайте журнала можно прочитать абстракт. На данный момент это самая прохладная транзитная планета из известных – ее тепловой режим оказывается промежуточным между тепловыми режимами Меркурия и Венеры.

Звезда CoRoT-9 удалена от Солнца примерно на 460 пк. По своим свойствам она очень похожа на Солнце: ее масса составляет 0.99 ± 0.04 солнечных масс, радиус оценивается в 0.94 ± 0.04 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов также близко к солнечному. Светимость звезды составляет примерно 58% от светимости Солнца.
Истинная (не минимальная!) масса планеты CoRoT-9 b равна 0.84 ± 0.07 масс Юпитера, радиус составляет 1.05 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности примерно 0.97 г/куб.см. и второй космической скорости около 54 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.407 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ± 0.04, и делает один оборот за 95.2738 ± 0.0014 земных суток.

О CoRoT-9 в Энциклопедии внесолнечных планет

 

13 марта 2010
Открыт новый транзитный горячий гигант

12 марта 2010 года международная группа астрофизиков, работающих в рамках проекта HATNet, объявила об открытии нового горячего гиганта HAT-P-14 b. Открытие было сделано транзитным методом и подтверждено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Звезда HAT-P-14 (она же GSC 3086-00152) удалена от Солнца на 205 ± 11 пк. Ее эффективная температура равна 6600 ± 90 К, что соответствует спектральному классу F4 – F6. Масса звезды оценивается в 1.386 ± 0.045 масс Солнца, радиус - 1.468 ± 0.054 радиусов Солнца, светимость превышает солнечную в 3.66 ± 0.37 раза. Возраст системы оценивается в 1.3 млрд. лет.
Истинная масса планеты HAT-P-14 b - 2.23 ± 0.06 масс Юпитера, радиус составляет 1.15 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности планеты 1.82 ± 0.24 г/куб.см. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 0.0606 ± 0.0007 а.е. и эксцентриситетом 0.107 ± 0.013, и делает один оборот за 4.627669 ± 0.000005 земных суток. Температура планеты оценивается в 1570 ± 34 К.
Сравнительно небольшой радиус планеты говорит о том, что в ее составе довольно много тяжелых элементов. Авторы открытия оценили их количество в 50 масс Земли или 7% от общей массы планеты.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1003/1003.2211v1.pdf

 

9 марта 2010
Третья планета в системе 47 Большой Медведицы

6 марта 2010 года в Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о третьей, самой внешней планете системы 47 Большой Медведицы. Сообщение об этом открытии было сделано членами Калифорнийской группы Филипом Грегори и Деброй Фишер. К сожалению, полный текст статьи недоступен, но его абстракт можно прочитать по адресу: http://www3.interscience.wiley.com/journal/123294403/abstract?CRETRY=1&SRETRY=0
Открытие было сделано методом измерения лучевой скорости родительской звезды. Звезда 47 Ursae Majoris (HD 95128, HIP 53721) – сравнительно близкая (14 пк) солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V. Ее масса на 3%, а светимость на 35% больше массы и светимости Солнца. Возраст звезды оценивается в 7.4 ± 1.9 млрд. лет.
В 1996 году рядом с ней был открыт холодный гигант 47 UMa b с минимальной массой 2.6 масс Юпитера, большой полуосью 2.11 а.е. и периодом 1083 земных суток, а в 2001 году – еще один холодный гигант 47 UMa c минимальной массой 0.46 масс Юпитера, большой полуосью 3.39 а.е. и периодом около 2200 суток.
Длинный ряд наблюдений, превышающий 15 лет, позволил обнаружить третью планету в этой системе. Пока ее параметры определены с большими погрешностями. Минимальная масса 47 UMa d составляет 1.6-0.5/+0.3 масс Юпитера, большая полуось орбиты оценивается в 11.6-2.9/+2.1 а.е., эксцентриситет равен 0.16-0.16/+0.09. Температурный режим новой планеты примерно соответствует температурному режиму Сатурна.

Правильные, близкие к круговым орбиты планет в этой системе и отсутствие планет-гигантов на близких к звезде орбитах делают эту планетную систему похожей на Солнечную. Почти наверняка рядом с 47 UMa есть и другие планеты, пока не открытые вследствие их малой массы и/или удаленности от родительской звезды.

 

6 февраля 2010
Пять новых планет-гигантов на эксцентричных орбитах

Международная группа астрофизиков, работающих в рамках Magellan Planet Search Program (Программа поиска планет на телескопе им. Магеллана), объявила об открытии пяти массивных планет гигантов на эксцентричных орбитах. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
Наблюдения по данной программе начались в декабре 2002 года. Для получения спектров использовался спектрограф MIKE, смонтированный на 6,5-метровом телескопе им. Магеллана II. Измерениями оказались охвачены примерно 400 звезд спектральных классов от F7 до M5. Точность измерения лучевых скоростей звезд составила ~5 м/сек. Звезда HD 164604 удалена от Солнца на 38 пк. Ее спектральный класс K2 V, масса оценивается в 0.8 солнечных масс, светимость составляет 22% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса планеты HD 164604 b (параметр m sin i) - 2.7 ± 1.3 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 1.3 ± 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.14, и делает один оборот за 606 ± 9 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1 а.е. в перицентре до 1.6 а.е. в апоцентре. Температурный режим планеты соответствует поясу астероидов в Солнечной системе. Звезда HD 129445 удалена от Солнца на 67.6 пк. Это желтый карлик спектрального класса G6 V с массой, близкой к солнечной, и светимостью, немного (на 14%) превышающей светимость Солнца. Звезда отличается высокой металличностью: тяжелых элементов в ее составе в 1.8 раза больше, чем на Солнце.
Минимальная масса планеты HD 129445 b – 1.6 ± 0.6 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по высокоэллиптичной орбите (эксцентриситет достигает 0.7 ± 0.1) с большой полуосью 2.9 ± 0.2 а.е. и делает один оборот за 1840 ± 55 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.87 а.е. до 4.93 а.е., т.е. почти в 6 раз. Температурный режим планеты меняется (грубо) от температурного режима Венеры до температурного режима Юпитера. HD 86226 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Она удалена от Солнца на 42.5 пк, ее масса оценивается в 1.02 масс Солнца, а светимость примерно равна солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды также очень близко к солнечному.
Минимальная масса планеты HD 86226 b – 1.5 ± 1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с еще большим эксцентриситетом, чем орбита HD 129445 b – эксцентриситет орбиты HD 86226 b достигает 0.73 ± 0.2! Большая полуось орбиты – 2.6 ± 0.4 а.е., расстояние между планетой и звездой меняется от 0.7 до 4.5 а.е. Температурный режим планеты, как и у HD 129445 b , меняется от температурного режима Венеры до температурного режима Юпитера. Звезда HD 175167 удалена от Солнца на 67 пк. Ее спектральный класс G5 IV, масса превышает солнечную в 1.1 раза, светимость составляет 2.34 светимости Солнца. По всей видимости, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
Минимальная масса HD 175167 b – 7.8 ± 3.5 масс Юпитера. Если наклонение орбиты этого объекта окажется меньше 37 градусов, истинная масса объекта превысит 13 масс Юпитера, и объект окажется не планетой, а коричневым карликом. Он вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 2.4 а.е. и эксцентриситетом 0.54 ± 0.09, и делает один оборот за 1290 ± 22 земных суток. Расстояние от объекта до звезды меняется от 1.1 а.е. до 3.7 а.е.Наконец, звезда HD 152079 удалена от Солнца на 85 пк. Ее спектральный класс G6 V, масса слегка (на 2%) превышает массу Солнца, светимость составляет 1.28 солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза превышает солнечное значение.
Минимальная масса планеты HD 152079 b – 3 ± 2 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 3.2 ± 2 а.е. и делает один оборот за 2097 ± 930 земных суток, эксцентриситет орбиты составляет 0.6±0.24. Как мы видим, параметры этой планеты пока определены с большими погрешностями. Авторы открытия отмечают, что происхождение высоких эксцентриситетов многих экзопланет остается головной болью теоретиков. По современным представлениям, планеты образуются в протопланетном диске, причем начальные орбиты этих планет должны быть близки к круговым. Считается, что высокий эксцентриситет планеты приобретают в дальнейшем в результате планет-планетного рассеяния или гравитационного взаимодействия со звездой-компаньоном (если родительская звезда входит в состав двойной или кратной звездной системы). От себя скажу, что наблюдения всех вышеперечисленных звезд (кроме HD 164604) охватывают только один орбитальный период их планет. Вполне возможно, что приведенные выше орбитальные решения являются на самом деле суперпозицией влияния нескольких планет-гигантов, находящихся на более круговых орбитах. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1001/1001.4093v2.pdf

 

22 января 2010
Новый транзитный горячий гигант CoRoT-6 b

9 января 2010 года рабочая группа миссии КОРОТ опубликовала статью о шестой планете, открытой их спутником. Открытие было сделано методом транзитов и подтверждено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды на 1.93-метровом телескопе в обсерватории Haute-Provence Observatory (Франция). CoRoT-6 – солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса F9 V. Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.05 масс Солнца, радиус – в 1.025 ± 0.026 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 1.3 светимости Солнца. Тяжелых элементов в составе этой звезды в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее видимой звездной величины, равной +13.9, его можно оценить в ~750 пк. Истинная (не минимальная!) масса планеты CoRot-6 b составляет 2.96 ± 0.34 масс Юпитера, радиус - 1.166 ± 0.035 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.32 ± 0.31 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.1) на среднем расстоянии 0.0855 ± 0.0015 а.е. и делает один оборот за 8.886593 ± 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценили среднюю температуру планеты в 1017 ± 19К.

Информация получена: http://arxiv1.library.cornell.edu/PS_cache/arxiv/pdf/1001/1001.1426v1.pdf

 

20 января 2010
Планета-гигант рядом с красным карликом HIP79431

Лучше поздно, чем никогда! Как оказалось, 14 декабря 2009 года Калифорнийская группа (помимо 61 Девы) презентовала еще одну планетную систему – HD 1461, включающую в себя легкий горячий нептун и еще две планеты, пока имеющие статус неподтвержденных. С опозданием рассказываю об этой системе. Звезда HD 1461 (HIP 1499, HR 72) удалена от Солнца на 23.4 ± 0.5 пк. Ее спектральный класс G0 V, масса составляет 1.08 ± 0.04 масс Солнца по одним оценкам и 1.03+0.04/-0.03 по другим. Светимость составляет 1.19 ± 0.1 солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 60% превышает солнечное. Возраст системы оценивается примерно в 6.3 млрд. лет (с учетом всех возможных погрешностей, в 2-8.5 млрд. лет). Калифорнийская группа наблюдает за этой звездой уже более 12 лет. Минимальная масса планеты HD 1461 b – 7.4 массы Земли (0.0239 ± 0.0038 масс Юпитера). Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0634 а.е. (9.5 млн. км) и эксцентриситетом 0.14 ± 0.19, и   делает один оборот за 5.773 ± 0.003 земных суток. Вероятность транзитной конфигурации для этой планеты – 8%, но пока никаких транзитов не обнаружено. Помимо HD 1461 b, в этой системе присутствуют еще какие-то тела, поскольку лучевая скорость звезды демонстрирует заметный дополнительный дрейф. Авторы открытия предлагают двухпланетное и трехпланетное решение, причем трехпланетное решение лучше описывает наблюдательные данные. Выглядит оно так.
Средняя планета – HD 1461 c. Минимальная масса 0.07 ± 0.03 масс Юпитера (23 массы Земли), большая полуось орбиты 1.165 ± 0.008 а.е., эксцентриситет 0.74 ± 0.13 (!), орбитальный период 454 ± 4 суток. Возможно, представляет собой суперпозицию еще пары планет.
Внешняя планета – HD 1461 d. Минимальная масса – 0.3-3 массы Юпитера, большая полуось орбиты – 5-23 а.е., орбитальный период 5000-90000 суток. На мой взгляд, HD 1461 обладает полноценной планетной системой, включающей в себя еще несколько планет. Дальнейшие наблюдения позволят уточнить их количество, а также физические и орбитальные характеристики.

Информация получена: http://www.oklo.org/0912.2566v1.pdf

 

19 января 2010
Планета земного типа HD 156668 b

11 января 2010 года на сайте Калифорнийской группы и в Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о новой планете земного типа HD 156668 b. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Звезда HD 156668 удалена от солнца на 24.1 ± 0.6 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K2 V, чья видимая звездная величина равна +8.42. Соответственно, нетрудно вычислить абсолютную видимую звездную величину HD 156668: +6.51, с учетом болометрической поправки +6.21, что приводит к болометрической светимости 21% от светимости Солнца. Масса звезды не сообщается, но по законам Кеплера ее можно вычислить из орбитальных параметров планеты – она составляет примерно 0.78 масс Солнца. Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 156668 b – всего 0.0131 масс Юпитера (4 массы Земли!) Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.05 а.е. (7.5 млн. км) и делает один оборот за 4.646 земных суток. Почти наверняка она приливно захвачена в резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Эту планету часто называют аналогом горячей земли CoRoT-7 b, но это неверно. Отношение a/Rэф для CoRoT-7 b составляет примерно 0.03, в то время как для HD 156668 b эта величина составляет 0.11, т.е. CoRoT-7 b получает от своей звезды в 13.5 раз больше энергии на единицу площади. Эффективная температура HD 156668 b составляет 840-900К, так что в отсутствии атмосферы и вызванного ею парникового эффекта поверхность планеты является твердой (в отличие от сплошных лавовых морей дневного полушария CoRoT -7 b).
Если HD 156668 b сохранила атмосферу, то она состоит преимущественно из тяжелых газов: азота, аргона, углекислого и угарного газов.

О системе HD 156668 в Энциклопедии внесолнечных планет

 

16 января 2010
Планета-гигант рядом с красным карликом HIP79431

7 января 2010 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Калифорнийской группы об открытии планеты-гиганта рядом с красным карликом HIP 79431. Открытие было сделано методом лучевых скоростей в рамках проекта М2К – программы поиска планет у 1600 звезд спектральных классов от поздних К до ранних М, расположенных не далее 30 пк от Солнца (правда, некоторые звезды оказались несколько дальше – в пределах 50 пк). HIP 79431 – сравнительно близкий красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от Солнца на 14.4 ± 0.7 пк. Его видимая звездная величина +11.34, масса оценивается в 0.49 ± 0.05 масс Солнца, полная (болометрическая) светимость составляет 2.9% солнечной (причем большая часть излучается в инфракрасном диапазоне). Звезда отличается высокой металличностью – тяжелых элементов в ее составе в 2.5 раза больше, чем на Солнце. Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HIP 79431 b – 2.1 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.36 а.е. и эксцентриситетом 0.29 ± 0.02, и делает один оборот за 111.7 ± 0.7 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.26 а.е. в перицентре до 0.46 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима пояса астероидов. Авторы открытия отмечают, что частота встречаемости планет-гигантов у поздних К и ранних М-карликов заметно меньше, чем у звезд солнечного типа (всего 1.8 ± 1.0% против 4.2 ± 0.7% ; впрочем, у более массивных звезд она еще выше - 8.9 ± 2.9% ). Этот факт легко объясняется компактными размерами и небольшой массой протопланетных дисков этих звезд. С другой стороны, менее массивные планеты типа нептунов или планет земного типа встречаются рядом с красными карликами очень часто – по существующим оценкам, более 30% красных карликов имеют планетные системы.
Красные карлики – самые распространенные звезды в Галактике. Из примерно 150 звезд, удаленных от Солнца не далее 8 пк, 120 являются красными карликами и только 15 – желтыми.

Информация получена: http://arxiv1.library.cornell.edu/PS_cache/arxiv/pdf/1001/1001.1174v1.pdf

 

14 января 2010
Первые пять планет Кеплера

В начале января 2010 года прошла долгожданная презентация первых планет Кеплера – космического телескопа, предназначенного для поиска внесолнечных планет методом транзитов. Первые пять планет, обнаруженных телескопом и подтвержденных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, были названы Kepler-4 b, Kepler-5 b, Kepler-6 b, Kepler-7 b, Kepler-8 b. Первые три номера (1, 2, 3) пропущены в знак признательности к ученым, открывшим транзитные планеты на поле Кеплера раньше самого Кеплера (это TRES-2 b, HAT-P-7 b и HAT-P-11 b).
Все пять планет являются горячими: Kepler-4 b – горячий нептун, остальные – горячие гиганты. Свойства планет приведены в таблице.

Планеты Kepler-4 Kepler-5 Kepler-6 Kepler-7	Kepler-8
Видимая звездная величина родительской звезды 12.21 13.37 13.25 12.82	13.51
Расстояние от звезды до Солнца, пк 550 ± 80 ? 690 820	1330 ± 180
Масса родительской звезды 1.22 +0.06/-0.09 1.37 ± 0.05 1.21 ± 0.04 1.35 +0.07/-0.05	1.21 ± 0.06
Светимость родительской звезды 2.26 +0.7/-0.5 4.67 +0.63/-0.89 2.0 ± 0.2 4.15 +0.63/-0.54	4.0 ± 0.5
Металличность звезды [Fe/H] 0.17 0.04 0.34 0.11	-0.055
Масса планеты (в массах Юпитера) 0.077 ± 0.012 2.11 ± 0.06 0.67 ± 0.03 0.43 ± 0.04	0.60 +0.13/-0.19
Радиус планеты (в радиусах Юпитера) 0.357 ± 0.019 1.43 +0.04/-0.05 1.32 ± 0.03 1.48 ± 0.05	1.42 ± 0.06
Плотность, г/куб.см 1.91 +0.36/-0.47 0.89 ± 0.08 0.35 ± 0.02 0.166 ± 0.02	0.26 ± 0.07
Большая полуось орбиты планеты, а.е. 0.0456 ± 0.0009 0.0506 ± 0.0007 0.0457 ± 0.0005 0.062 ± 0.001	0.0483 ± 0.012
Орбитальный период, сут. 3.2135 ± 0.0002 3.5485 3.2347 4.8855	3.5225
Эффективная температура планеты, К 1650 ± 200 1868 ± 284 1500 ± 200 1540 ± 200	1764 ± 200

Сравнительные размеры первых планет Кеплера

Обращает на себя внимание достаточно высокая средняя плотность горячего нептуна Kepler-4 b. Несмотря на сильный разогрев от близкой звезды (a/Rэф ~ 0.03, эффективная температура ~ 1650 K) его радиус составляет только 4 радиуса Земли. Это говорит о заметной обедненности планеты водородом и гелием: их доля составляет всего 4-6% (для сравнения, у Урана, Нептуна и других транзитных нептунов GJ 436 b и HAT-P-11 b эта величина достигает 15-20%). Еще интересна очень низкая средняя плотность горячего гиганта Kepler-7 b. При массе 0.43 масс Юпитера его радиус оказывается в полтора раза больше радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности всего 0.166 г/куб.см (сравнимой с плотностью пенопласта). Имхотеп на форуме Новости космонавтики приводит любопытное объяснение этому факту: оказывается, при определенных условиях (прежде всего, при высокой доле ультрафиолетовых квантов в составе излучения звезды) испаряющийся горячий гигант будет быстрее терять гелий, нежели водород. Это связано с тем, что водород (потенциал ионизации атома водорода 13.6 эв) легче ионизуется, чем атом гелия (потенциал ионизации 24.6 эв). Превратившись в ионы, атомы водорода удерживаются магнитным полем горячего гиганта, который, при этом, не может удержать нейтральные атомы гелия. Это может приводить к обеднению планеты гелием, к уменьшению средней атомной массы планеты и к ее разбуханию.

Информация получена:
О планете Kepler-4 b
О планете Kepler-5 b
О планете Kepler-6 b
О планете Kepler-7 b
О планете Kepler-8 b

 

14 января 2010
Двухпланетная система HD 9446

5 января 2010 года на сайте Калифорнийской группы появились сведения о двухпланетной системе HD 9446. Планеты были открыты методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. HD 9446 очень похожа на наше Солнце. Ее спектральный класс G 5 V, масса оценивается в 1 ± 0.1 масс Солнца, радиус и светимость равны солнечным. Звезда удалена от нас на 53 ± 3 пк. Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 9446 b – 0.7 ± 0.06 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.189 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.2 ± 0.06, и делает один оборот за 30.05 ± 0.03 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.15 а.е. в перицентре до 0.23 а.е. в апоцентре. Ее температурный режим соответствует очень теплым планетам (a/R эф ~ 0.19). Минимальная масса внешней планеты оценивается в 1.82 ± 0.17 масс Юпитера. Она вращается по почти круговой орбите (эксцентриситет равен 0.06 ± 0.06, т.е. может быть и нулевым) на среднем расстоянии 0.654 ± 0.022 а.е. и делает один оборот за 192.9 ± 0.9 земных суток. Температурный режим этой планеты близок к тепловому режиму Венеры. HD 9446 – это еще один пример невозмущенной планетной системы, т.е. системы, в которой планеты движутся по орбитам с низким эксцентриситетом. Нет никаких сомнений, что там есть и другие планеты на более широких орбитах (пока не открытые).

О системе HD 9446 в Энциклопедии внесолнечных планет

 

12 января 2010
Массивная планета рядом с активной молодой звездой

Рассказываю о последнем открытии ушедшего года – о массивной планете рядом с молодой активной звездой главной последовательности BD+20 1790. Сообщение об этом открытии появилось в Архиве электронных препринтов 16 декабря 2009 года.

Группа европейских астрономов изучала физические свойства BD+20 1790, не помышляя о поиске планет около нее. Эта молодая (ее возраст оценивается в 35-80 млн. лет) звезда отличается высоким уровнем звездной активности: наличием пятен, факелов, вспышек, подобных солнечным (но несравненно более мощных), и, как следствие, не подходит для поиска планет методом измерения лучевых скоростей. Однако в числе прочих проявлений ее активности авторы открытия обнаружили периодические колебания лучевой скорости, чья полуамплитуда достигала 0.93 ± 0.03 км/сек. Дальнейший тщательный анализ спектра звезды позволил установить, что рядом с ней находится массивная планета (или коричневый карлик), чье гравитационное влияние и вызывает отмеченные колебания лучевой скорости. Итак, звезда BD+20 1790 удалена от Солнца на 25.4 ± 4 пк. Ее спектральный класс K5 V, масса оценивается в 0.63 ± 0.09 масс Солнца, радиус - 0.71 ± 0.03 радиусов Солнца, светимость составляет 0.17 ± 0.04 солнечных. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты BD+20 1790 b - 6.54 ± 0.57 масс Юпитера. Если угол наклона ее орбиты к лучу зрения окажется меньше 30 градусов, истинная масса этого объекта превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.066 а.е. (10 млн. км) и делает один оборот за 7.7834 ± 0.0004 земных суток.

Информация получена: http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0912/0912.2773v1.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009