 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
10 июня 2025
Три горячих мини-нептуна у солнцеподобной звезды TOI-1117
Если расположить известные экзопланеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то окажется, что планет с орбитальными периодами меньше 3-4 суток и радиусами 2-10 радиусов Земли гораздо меньше, чем планет с теми же орбитальными периодами, но больших или меньших размеров. Этот дефицит называют «пустыней горячих нептунов». Для объяснения «пустыни» предложено несколько гипотез, среди которых основные – фотоиспарение водородных атмосфер мини-нептунов и приливное разрушение легких газовых гигантов. Планеты, все же обнаруженные в «пустыне горячих нептунов», благодаря своей редкости привлекают повышенное внимание ученых.
9 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трехпланетной системы TOI-1117. Самая внутренняя планета этой системы была обнаружена TESS, две внешние планеты были открыты в процессе измерения массы внутренней планеты. TOI-1117 b находится у нижнего края пустыни горячих нептунов, скорее всего, она представляет собой океаниду с атмосферой из перегретого водяного пара.
TOI-1117 – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 167.6 ± 0.9 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.05 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к солнечной. Возраст звезды составляет 4.4 ± 1.5 млрд. лет, содержание тяжелых элементов примерно на треть больше солнечного.
TOI-1117 попала на 13 и 39 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.22816 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.46 ± 0.13 радиусов Земли. Для точного определения радиуса планеты пришлось учесть световое загрязнение со стороны близкой звезды TIC 295541505, находящейся на расстоянии 57.85 угловых секунд от TOI-1117.
Чтобы измерить массу TOI-1117 b, авторы получили 134 измерения лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса оказалась равной 8.9 ± 1.0 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.3 ± 0.6 г/куб.см. Эта плотность слишком низка, чтобы планета могла иметь железокаменный состав; скорее всего, TOI-1117 b содержит значительное количество воды в виде пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов. Планета вращается на расстоянии всего 0.0330 ± 0.0002 а.е. от своей звезды, ее эффективная температура достигает 1538 ± 21 К.
Планета TOI-1117 b (показана красным цветом и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой из базы Экзопланетного архива НАСА. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. TOI-1117 b лежит вблизи линии воды при температуре 1500 К. Черными звездочками для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще два колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что они вызваны двумя не транзитными планетами TOI-1117 c и TOI-1117 d.
Минимальная масса TOI-1117 c оценивается в 8.8 ± 1.2 масс Земли, орбитальный период – в 4.579 ± 0.004 суток. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0534 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура достигает 1210 ± 16 К.
Минимальная масса TOI-1117 d чуть выше – 10.7 ± 1.6 масс Земли, орбитальный период 8.665 ±0.011 суток. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0817 ± 0.0006 а.е., ее эффективная температура – 978 ± 13 К.
Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 2:1. Анализ динамической устойчивости системы показал, что система будет устойчива, только если эксцентриситеты орбит всех трех планет близки к нулю, а истинные массы планет c и d не превышают 11.3 и 14.2 масс Земли, соответственно.
Авторы рассчитали эволюцию первичной атмосферы планеты b и нашли, что она должна быть полностью утрачена в первые ~100 млн. лет. Скорее всего, атмосфера состоит из водяного пара, возможно, с примесью остатков водорода и других газов.
Планеты системы TOI-1117 (показаны шестиконечными цветными звездами) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» (слева) и «Орбитальный период – Масса» (справа). Серо-голубым цветом показана «пустыня горячих нептунов», как ее определили в работе (Mazeh et al., 2016).TOI-1117 b достаточно горяча, чтобы JWST мог бы получить ее эмиссионный спектр, однако относительно большой размер звездного диска TOI-1117 делает эту задачу трудной.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.05521
9 июня 2025
Открыты три горячих юпитера у оранжевых карликов TOI-2969, TOI-2989 и TOI-5300
Изучение распространенности планет различных типов у звезд разных масс приближает нас к лучшему пониманию процессов планетообразования. Так, уже хорошо известно, что распространенность горячих юпитеров уменьшается с уменьшением массы родительской звезды, и у красных карликов планеты этого типа встречаются в несколько раз реже, чем у солнцеподобных звезд. И хотя открытием очередного горячего юпитера уже никого не удивить, экзопланетологи продолжают собирать статистику, уточняя общую картину.
6 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трех плотных горячих юпитеров у оранжевых карликов спектральных классов K3-K4. Все три планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE. Новые газовые гиганты отличаются сравнительно высокой средней плотностью и массивными ядрами из тяжелых элементов – особенность, которую еще предстоит объяснить.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Орбиты всех трех планет неотличимы от круговых.
Новые планеты (обведены красными окружностями) на диаграмме «Температура родительской звезды – Масса планеты» на фоне других экзопланет-гигантов с массами от 0.1 до 13 масс Юпитера. Цвет планет отражает их радиус, цветовая шкала расположена справа от графика. Как можно видеть, большинство «раздутых» планет, показанных желтыми и оранжевыми точками, вращается вокруг горячих звезд с температурой свыше 6 тыс.К.Сравнение с моделями показало, что все три планеты обладают массивными ядрами из тяжелых элементов, чья масса достигает 90 ± 30, 114 ± 30 и 84 ± 21 масс Земли для планет TOI-2969 b, TOI-2989 b и TOI-5300 b, соответственно.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.04923
6 июня 2025
TOI-6894 b: легкий газовый гигант у маломассивного красного карлика
Теория аккреции на ядро предсказывает, что распространенность (частота встречаемости) газовых гигантов должна уменьшаться с уменьшением массы родительской звезды, а у звезд с массами меньше 0.3 солнечных масс они должны и вовсе отсутствовать. В целом, наблюдения подтверждают этот вывод: распространенность планет-гигантов у красных карликов в несколько раз меньше, чем у солнцеподобных звезд. Однако даже у самых легких звезд газовые гиганты хоть редко, да встречаются.
4 июня 2025 года в онлайн-версии журнала Nature вышла статья, посвященная открытию газового гиганта у красного карлика TOI-6894. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов ESPRESSO и SPIRou.
TOI-6894 – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 73.0 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.207 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.228 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в 267 раз меньше солнечной. Звезда такой массы должна быть полностью конвективной.
При радиусе 0.855 ± 0.022 радиусов Юпитера масса планеты TOI-6894 b составляет всего 0.168 ± 0.022 масс Юпитера, или 53.4 ± 7.1 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.334 ± 0.043 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.094) на среднем расстоянии 0.0260 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 3.37077 суток. Эффективная температура планеты в предположении альбедо, равного 0.1, оценивается в 418 ± 9 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).
Сравнение с моделями показало, что масса тяжелых элементов в составе TOI-6894 b составляет 12 ± 2 масс Земли, остальное приходится на водородно-гелиевую оболочку. Планета будет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы с помощью JWST, ее метрика трансмиссионного спектра достигает 356 ± 58, при этом температура атмосферы весьма умеренная. Возможно, определение состава атмосферы поможет установить, как именно TOI-6894 b сумела образоваться у такой легкой звезды.
Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41550-025-02552-4
4 июня 2025
Получен трансмиссионный спектр суперземли GJ 357 b
В последнее время экзопланетологи активно обсуждают концепцию «космической береговой линии». Космической береговой линией (the cosmic shoreline) называют границу на диаграмме «Вторая космическая скорость планеты – Поток жесткого излучения на ее орбите», разделяющая планеты с атмосферой и без. Выявление такой границы позволило бы быстро оценить, может ли существовать у планеты атмосфера, или она давно утрачена. Пока идет накопление статистики, поэтому очень важно оценивать параметры атмосферы и само ее наличие у как можно большего количества небольших планет.
2 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная получению трансмиссионного спектра суперземли GJ 357 b (TOI-562 b). Напомню, что эта планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей в 2019 году. В настоящее время ее масса оценивается в 1.84 ± 0.31 масс Земли, радиус – в 1.22 ± 0.08 радиусов Земли, средняя плотность совместима с железокаменным составом, а эффективная температура достигает 525 ± 11 К (планета немного горячее Меркурия).
Авторы пронаблюдали единственный транзит GJ 357 b, случившийся 22 ноября 2023 года, с помощью инструмента NIRISS на борту JWST, и получили трансмиссионный спектр в диапазоне 0.85-2.85 мкм. Спектр оказался практически плоским (лишенным заметных деталей). Сравнение с атмосферными моделями позволило исключить все варианты атмосферы с облаками, верхушки которых находятся глубже 0.01 бар, а содержание тяжелых элементов менее чем в 250 раз превышает солнечное значение (т.е. со средней молекулярной массой атмосферных газов меньше 4 г/моль). Допустима безоблачная атмосфера из тяжелых газов или атмосфера с очень плотной высотной дымкой, а также планета без атмосферы.
Слева: трансмиссионный спектр суперземли GJ 357 b и его сравнение с некоторыми атмосферными моделями. Данные совместимы с наличием азотной атмосферы с примесью 0.1% (1000 ppm) углекислого газа и давлением у поверхности 1 бар. Справа: ограничения на металличность атмосферы и высоту облаков. Области, окрашенные в оттенки фиолетового, исключены по данным наблюдений; области, лежащие правее и выше черной линии с надписью 3-sigma, совместимы с данными наблюдений.Как же определить, есть ли у GJ 357 b атмосфера? Авторы предлагают пронаблюдать вторичный минимум этой планеты с помощью спектрографа среднего ИК диапазона MIRI. Особенно информативными будут наблюдения в лучах с длиной волны 15-20 мкм. В случае темной планеты без атмосферы глубина вторичного минимума окажется вдвое больше, чем в случае наличия азотной атмосферы с примесью 0.1% углекислого газа и давлением у поверхности 1 бар. А сравнив глубину вторичного минимума в лучах с разной длиной волны, можно будет отличить модель с атмосферой от модели безатмосферной планеты, чья поверхность покрыта достаточно светлыми горными породами (например, анортозитами, которыми сложены материковые области Луны).
Также авторы рассчитали, что азотную атмосферу с примесью 0.1% углекислого газа можно будет обнаружить и в трансмиссионном спектре, если пронаблюдать 3-4 транзита GJ 357 b с помощью спектрографа NIRSpec.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2505.24462
27 мая 2025
Обнаружено пять планет-гигантов у красных гигантов HD 87816, HD 94890 и HD 102888
Свойства планетных систем зависят от свойств родительских звезд, в частности, от их массы. Планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд и тем более звезд красных карликов. Однако искать планеты у звезд промежуточной массы не так просто. Находясь на главной последовательности, эти звезды имеют спектральный класс A или ранний F, они быстро вращаются, и в их спектрах нет узких четких линий, что сильно затрудняет измерения их лучевых скоростей с приемлемой точностью. Только после схода с главной последовательности, когда радиус звезды увеличивается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, становится возможным обнаруживать у них планеты. К настоящему моменту у звезд красных гигантов обнаружено около двух сотен планет, что гораздо меньше общего количества известных планет (~5.9 тысяч).
Специально для поиска планет у звезд красных гигантов в 2006 году был организован проект CASCADES. Он основан на измерениях спектрографом CORALIE лучевых скоростей 641 сравнительно ярких красных гигантов, находящихся не далее 300 пк от Солнца. Средняя погрешность единичного измерения составила 6 м/с, а полное время наблюдений превысило 15 лет, что способствует обнаружению долгопериодических планет. Обзором CASCADES ранее уже были обнаружены 4 планеты.
23 мая 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию еще пяти планет у красных гигантов HD 87816, HD 94890 и HD 102888.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Обращает на себя внимание динамически горячая, сильно «взболтанная» система двух газовых гигантов у звезды HD 87816. Минимальная масса (m sin i) внешней планеты находится вблизи границы, разделяющей планеты и коричневые карлики, так что весьма вероятно, что внешний объект на самом деле является легким коричневым карликом. Поскольку его орбитальный период превышает полное время наблюдений (18 лет), он определен с большими погрешностями.
Система HD 94890 интересна тем, что ее планеты близки к орбитальному резонансу 3:1. Это должно приводить к сильному гравитационному взаимодействию планет и взаимному возмущению орбит. В свою очередь, регистрация такого возмущения позволит определить истинные (физические) массы планет, а не минимальные массы, известные сейчас.
В системе HD 102888 пока обнаружена только одна планета. Однако лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф 6.4 ± 1 м/с в год, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. Скорее всего, тело является коричневым карликом, но не исключена и маломассивная звезда.
Кроме открытия новых планет авторы уточнили параметры двух планет в системе HD 121056.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2505.14317
23 мая 2025
Два горячих мини-нептуна TOI-5800 b и TOI-5817 b
Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.7 до 3.8 радиусов Земли (иногда – от 2 до 4 радиусов Земли). В Солнечной системе таких планет нет, и мы лишены возможности изучить вблизи тела этого типа. Скорее всего, мини-нептуны не являются единой группой объектов, они включают в себя и небольшие аналоги Нептуна, окруженные протяженной водородно-гелиевой атмосферой, и т.н. океаниды, или водные миры, наполовину состоящие из горных пород и наполовину из воды. От суперземель мини-нептуны отличаются наличием значительного количества летучих веществ, что делает их среднюю плотность относительно небольшой, 1-3 г/куб.см.
Мини-нептуны и нептуны покрывают диаграмму «Орбитальный период – Радиус» неравномерно: на орбитах с периодами меньше 3 суток их очень мало. Этот дефицит называют «пустыней горячих нептунов». Его объясняют фотоиспарением протяженных водородных атмосфер нептунов и мини-нептунов и превращением последних в компактные и плотные суперземли.
16 мая 2025 года в Архиве электронных препринтов появилось две статьи, посвященные двум мини-нептунам TOI-5800 b и TOI-5817 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. TOI-5800 b была представлена обеими научными группами независимо, причем ее параметры несколько различаются (в тексте ниже они приводятся через косую черту), но согласуются друг с другом в пределах погрешностей.
HD 193396 (TOI-5800) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 42.75 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.77 ± 0.02 / 0.80 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет ~31% солнечной светимости, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Если физические параметры звезды у обоих авторов близки, то оценки возраста сильно различаются: L. Naponiello с коллегами оценили возраст TOI-5800 в 8.1 ± 4.8 млрд. лет, а Sydney A. Jenkins с коллегами – в 2.5 ± 0.7 млрд. лет.
HD 193396 попала на 54 и 81 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.62788 суток и глубиной 731 ppm. Из-за разницы в оценке размеров звезды радиус транзитной планеты у обеих групп оказался несколько разным, 2.44 ± 0.29 и 2.58 ± 0.23 радиусов Земли. Массу планеты оценили в 9.4 ± 1.8 / 9.6 ± 1.6 масс Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0345 а.е. (тут оценки обеих групп совпали) и эксцентриситетом 0.28 ± 0.09 / 0.36 ± 0.08. Эффективная температура планеты, усредненная по периоду, достигает 1108 ± 20 К.
Вычтя из данных о лучевой скорости звезды колебания, вызванные транзитной планетой, Jenkins и др. обнаружили дополнительное ускорение звезды, возможно, вызванное еще одной планетой на широкой орбите. При учете этого ускорения масса TOI-5800 b оказалась несколько больше – 10.8 ± 1.4 масс Земли. Параметры второго тела пока определены очень плохо, нужны дополнительные измерения лучевой скорости HD 193396 на протяжении нескольких лет.
На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-5800 b лежит вблизи линии воды. Это означает, что планета скорее всего окутана водородно-гелиевой атмосферой, чья масса составляет 0.3-1% полной массы планеты.
Мини-нептун HD 193396 b (TOI-5800 b, показан оранжевым кружком с барами ошибок и подписан) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Для сравнения оранжевыми кружками показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.По всей видимости, TOI-5800 b находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, инициированной взаимодействием со второй планетой. В настоящее время ее орбита скругляется приливными силами. Предположив, что добротность этой планеты близка к добротности Урана и Нептуна, авторы рассчитали, что примерно через миллиард лет TOI-5800 b окажется на круговой орбите на расстоянии 0.022 а.е. от своей звезды.
Солнцеподобная звезда HD 204660 (TOI-5817) удалена от нас на 80.34 ± 0.14 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.43 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое больше солнечной. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 9.7 ± 2.5 млрд. лет.
HD 204660 попала на 55 и 82 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 15.6103 ± 0.0001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.08 ± 0.14 радиусов Земли. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 54 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N и 40 измерений с помощью SOPHIE. Масса TOI-5817 b оказалась равной 10.3 ± 1.4 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.93 +0.41/-0.34 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.2) на среднем расстоянии 0.122 ± 0.006 а.е., ее эффективная температура оценивается в 950 ± 21 К.
TOI-5800 b будет прекрасной целью для JWST, TOI-5817 b в этом смысле менее удобна.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2505.10123
https://arxiv.org/pdf/2505.10324
20 мая 2025
TOI-5573 b: легкий газовый гигант у красного карлика
Планеты газовые гиганты у звезд красных карликов встречаются редко – в несколько раз реже, чем у солнцеподобных звезд. Эта закономерность находится в согласии с теорией аккреции на ядро – основной теорией формирования газовых гигантов. Те немногие планеты-гиганты, которые все-таки встречаются у красных карликов, как правило, являются сравнительно маломассивными аналогами Сатурна, а не тяжелыми супер-Юпитерами. В целом распространенность планет с радиусами от 0.6 до 2 радиусов Юпитера (7-22 радиусов Земли) и периодами от 0.8 до 10 суток у ранних красных карликов оценивается в 0.27 ± 0.09%, а у всех красных карликов с массами меньше 0.7 солнечных – в 0.194 ± 0.072%.
15 мая 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у красного карлика TOI-5573. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Это одна из самых прохладных транзитных планет-гигантов, обнаруженных к настоящему времени.
TOI-5573 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 185.8 ± 1.3 пк. Его масса оценивается в 0.62 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.594 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 14.4 раза меньше солнечной. Звезда отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза больше, чем в составе Солнца, – и древним возрастом, достигающим 9.7 +3.9/-2.7 млрд. лет.
TOI-5573 попала на 20-21, 47 и 74 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 8.79759 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.87 ± 0.04 радиусов Юпитера. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 19 измерений лучевой скорости TOI-5573 с помощью спектрографа HPF и 14 измерений с помощью NEID. Масса планеты оказалась равной 0.35 ± 0.06 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 0.66 +0.16/-0.14 г/куб.см. Этот теплый аналог Сатурна вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0712 ± 0.0008 а.е., ее эффективная температура составляет 528 ± 10 К.
TOI-5573 b (обведена зеленой окружностью) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками показаны планеты у красных карликов, серыми кружками – планеты FGK звезд. Серыми линиями показаны линии равной плотности 0.3, 0.5, 0.8, 1.0, 1.2 и 1.5 г/куб.см. На врезке с увеличением показан участок диаграммы, охваченный тонкой серой рамкой. Для сравнения приведены также Сатурн и Юпитер.Физические свойства TOI-5573 b близки к физическим свойствам Сатурна. При этом низкий эксцентриситет планеты говорит о том, что она оказалась на своей текущей орбите благодаря спокойной миграции в протопланетном диске. Тесные орбиты часто скругляются приливными силами, но для текущей орбиты TOI-5573 b время скругления превышает возраст вселенной.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2505.08947
16 мая 2025
Две планеты-гиганта у яркой F-звезды TOI-6695
Хотя большинство транзитных планет, известных к настоящему моменту, открыто на тесных орбитах с периодами меньше 10 суток, основной интерес представляют более долгопериодические планеты. Вблизи звезды мощные приливные силы быстро скругляют орбиты планет и уменьшают их наклонение к оси вращения звезды, стирая информацию об их происхождении и динамической истории. Напротив, планеты на более широких орбитах долго сохраняют свои орбитальные параметры, что позволяет делать выводы об их формировании и миграции.
С целью изучения транзитных планет-гигантов на относительно широких орбитах был организован наблюдательный обзор WINE (Warm giaNts with tEss = Теплые гиганты с TESS). В рамках этого обзора ученые измеряют массы планет – газовых гигантов, открытых миссией TESS, методом лучевых скоростей. К настоящему моменту уже измерены массы около трех десятков транзитных газовых гигантов с орбитальными периодами свыше 10 суток.
8 мая 2025 года в журнале The Astronomical Journal вышла статья, посвященная открытию двух газовых гигантов у яркой F-звезды TOI-6695. Внутренняя планета является транзитной, внешняя – не транзитной, планеты близки к редкому орбитальному резонансу 3:1.
TOI-6695 – звезда главной последовательности позднего F класса, удаленная от нас на 282.7 ± 1.0 пк. Ее масса оценивается в 1.34 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.52 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 3.47 ± 0.18 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-6695 составляет 2.1 ± 0.3 млрд. лет.
Звезда попала на 8, 34-35 и 61 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 80.4 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.85 ± 0.02 радиусов Юпитера. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 53 измерения лучевой скорости TOI-6695 на спектрографе HARPS, 33 измерения на CHIRON, 18 измерений на CORALIE и 11 измерений на PFS. Масса TOI-6695 b оказалась равной 0.21 ± 0.01 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.41 ± 0.04 г/куб.см. Этот легкий аналог Сатурна вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.402 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.040 ± 0.007, его эффективная температура достигает 599 ± 8 К. Сравнение с моделями газовых гигантов показало, что доля тяжелых элементов в составе TOI-6695 b близка к 30%, что несколько больше, чем на Сатурне (~20%).
Планета TOI-6695 b (показана черной звездой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена на правой стороне графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус газовых гигантов у разных авторов. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.3, 1.0, 3.0 и 10 г/куб.см. Синими звездами для сравнения приведены планеты Солнечной системы Сатурн и Юпитер.Измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаружили, что лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно хорошо заметное колебание с периодом 242.4 ± 0.4 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что вокруг TOI-6695 вращается еще одна планета с минимальной массой 1.45 ± 0.03 масс Юпитера. Орбита внешнего гиганта также близка к круговой – эксцентриситет составляет только 0.022 ± 0.007, при этом среднее расстояние между планетой и звездой равно 0.838 ± 0.005 а.е. Эффективная температура TOI-6695 c оценивается в 415 ± 6 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).
Анализ динамической устойчивости показал, что система устойчива. Скорее всего, взаимное наклонение орбит планет невелико и TOI-6695 c «почти транзитная».
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/adc44e
12 мая 2025
Безоблачная водородная атмосфера горячего мини-нептуна TOI-421 b
Мини-нептунами обычно называют планеты с радиусами от 1.7 до 3.8 радиусов Земли, объектов такого размера в Солнечной системе нет. Мини-нептуны отличаются богатым разнообразием, в том числе по составу атмосферы и ее прозрачности. Первые наблюдения мини-нептунов на «Хаббле» показали, что у многих из них плоский трансмиссионный спектр, что говорит или об атмосфере из тяжелых газов, или о наличии плотной высотной дымки. В свою очередь, атмосферные модели также предсказывали появление дымки, особенно у планет с температурами 500-800 К. Дело в том, что в водородно-гелиевой атмосфере при температурах ниже ~850 К углерод находится преимущественно в виде метана, а при температурах выше 850 К – в виде угарного газа (равновесие реакции CH4 + H2O = CO + 3·H2 смещается влево или вправо в зависимости от температуры). Фотохимическое разложение метана приводит к образованию сложных углеводородов и формированию дымки подобно смогу в атмосфере Титана. При более высокой температуре метана становится мало, и дымка не образуется. В атмосферах мини-нептунов с температурой ниже ~400 К дымка также не образуется, но причины этого еще предстоит понять.
5 мая 2025 года в журнале The Astrophysical Journal Letters вышла статья, посвященная наблюдениям на JWST горячего мини-нептуна TOI-421 b. Напомню, что TOI-421 b имеет радиус 2.64 ± 0.08 радиусов Земли и массу 6.7 ± 0.6 масс Земли, а его эффективная температура достигает 922 ± 14 К. Авторы пронаблюдали два транзита этой планеты с помощью инструментов NIRISS и NIRSpec, получив трансмиссионный спектр в диапазоне 0.8-5.2 мкм.
Вверху: трансмиссионный спектр планеты TOI-421 b. Лиловыми и розовыми точками с барами ошибок показаны измерения NIRISS и NIRSpec, соответственно, зеленой линией показан наилучший спектр, полученный с помощью алгоритма Aurora. Посередине: полосы поглощения водяного пара, угарного газа, углекислого газа, метана и сернистого газа. Внизу: сравнение наилучшего трансмиссионного спектра с предсказаниями различных атмосферных моделей.В трансмиссионном спектре планеты проявились четкие полосы водяного пара и, с низкой достоверностью – сернистого и угарного газов. Ни метана, ни углекислоты не обнаружено. Наилучшая модель соответствует водородно-гелиевой атмосфере примерно с солнечным содержанием тяжелых элементов (средняя молекулярная масса 2.3-2.7 г/моль). Атмосфера выше уровня давления 10 миллибар чистая и безоблачная, скорее всего, она безоблачная и на более глубоких уровнях.
Прозрачность атмосферы TOI-421 b находится в согласии с моделями. При температуре ~920 К углеводородная дымка не образуется из-за малого количества метана, а для силикатных облаков еще слишком холодно (они образуются при температуре ~1300 К и не проявляются в трансмиссионном спектре более прохладных планет).
По оценкам исследователей, масса водородно-гелиевой атмосферы TOI-421 b составляет 0.54-1.05% полной массы планеты.
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adcd76
10 мая 2025
Атмосфера мини-нептуна GJ 3090 b сильно обогащена тяжелыми элементами, и в ней обнаружен гелий
Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.7 до 3.8 радиусов Земли. По всей видимости, они не представляют собой однородную группу объектов и отличаются большим разнообразием. Многие из них демонстрируют плоские трансмиссионные спектры, что говорит о высокой молекулярной массе атмосферных газов и/или о наличии плотной высотной дымки. Атмосферы некоторых мини-нептунов состоят из водяного пара (например, у GJ 9827 d) или углекислого газа (например, у GJ 1214 b), но встречаются мини-нептуны с преимущественно водородно-гелиевой атмосферой с примесью тяжелых газов (K2-18 b).
30 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная изучению атмосферы мини-нептуна GJ 3090 b. Авторы получили трансмиссионный спектр планеты с помощью инструментов NIRISS и NIRSpec на борту JWST и обнаружили в нем линию метастабильного гелия 1.083 мкм. Отсутствие в спектре других особенностей (например, полос метана) говорит об обогащенности атмосферы тяжелыми газами и наличии высотной дымки.
GJ 3090 b – мини-нептун массой 3.34 ± 0.72 масс Земли и радиусом 2.13 ± 0.11 радиусов Земли, вращающийся вокруг красного карлика спектрального класса M2 V с периодом 2.853 суток, его эффективная температура достигает 693 ± 18 К. Родительская звезда сравнительно молода и довольно активна, что создает определенные проблемы – наличие пятен вносит искажения в трансмиссионный спектр.
Авторы пронаблюдали четыре транзита – 6 декабря 2023 года и 4 июля 2024 года с помощью NIRISS и 2 августа и 23 сентября 2023 года с помощью спектрографа NIRSpec. Был получен трансмиссионный спектр в диапазоне от 0.6 до 5.2 мкм. Из-за активности звезды спектр получился довольно «шумным» и при этом плоским, лишенным деталей. Единственной надежно отождествленной линией в этом спектре оказалась линия гелия, которую обнаружили с достоверностью 5.5 сигма.
Сравнив полученный спектр с атмосферными моделями, исследователи пришли к выводу, что атмосфера GJ 3090 b сильно обогащена тяжелыми элементами относительно солнечного значения. Даже при наличии плотной дымки на уровне давления ~10 микробар количество тяжелых элементов более чем в 100 раз больше солнечного, а наилучшая модель предсказывает вообще 2300-кратную обогащенность (средняя молекулярная масса атмосферных газов – 27 г/моль). Отношение C/O заметно меньше солнечного: оно не превышает 0.4, а наилучшая модель дает C/O = 0.22. Это говорит о том, что в состав планеты вошло много водяного льда.
Вверху: трансмиссионный спектр GJ 3090 b в диапазоне 2.9-5.2 мкм и его сравнение с моделями. Измерения NIRSpec показаны белыми точками с черной обводкой и барами ошибок. Фиолетовой линией показана наилучшая модель с количеством тяжелых элементов, в 2300 раз превышающим солнечное значение, и C/O = 0.22. Внизу слева: оценка отношения C/O. Внизу справа: вероятность разных значений металличности атмосферы и высоты облаков, фиолетовым цветом показаны наиболее вероятные значения, черными линиями очерчены границы 1, 2 и 3 сигма. Даже при наличии высотной дымки на уровне 10 микробар содержание тяжелых элементов в составе атмосферы должно более чем в 100 раз превышать солнечное значение.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.20428
8 мая 2025
В системе K2-157 обнаружены еще две планеты
Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальным периодом короче 1 суток. Это редкий тип планет: у солнцеподобных звезд их распространенность оценивается в 0.51 ± 0.07%, а у оранжевых карликов – в 0.83 ± 0.18%. В подавляющем большинстве случаев планеты с ультракоротким периодом представляют собой железокаменные суперземли с радиусом меньше 2 радиусов Земли. Предполагается, что они сформировались на более широких орбитах, а затем мигрировали ближе к звезде, где и потеряли все или почти все летучие элементы. Из-за близости к звезде все планеты этого типа приливно захвачены, а их дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Планета с ультракоротким периодом K2-157 b была обнаружена «Кеплером» в рамках 10 наблюдательной кампании расширенной миссии K2 (наблюдения проводились с 13 июля по 20 сентября 2026 года). На кривой блеска родительской звезды прорисовался транзитный сигнал с периодом 0.36526 суток (8 часов 46 минут) и глубиной, соответствующей планете радиусом 0.935 ± 0.09 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 2.4 звездных радиусов! В 2018 году она прошла валидацию (статистическое подтверждение), но ее масса оставалась неизвестной.
30 апреля 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы K2-157 b методом лучевых скоростей. Поскольку масса планеты ожидалась малой, авторы получили 49 измерений лучевой скорости звезды самым точным на сегодняшний день спектрографом ESPRESSO. И, как это не раз бывало раньше, измеряя массу транзитной планеты, исследователи нашли в этой системе еще две – не транзитные – планеты.
K2-157 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 290.2 ± 1.3 пк. Ее масса оценивается в 0.89 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Возраст K2-157 определен плохо – как 8.8 ± 4.0 млрд. лет.
Масса K2-157 b составила 1.14 ± 0.42 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 7.7 ± 3.6 г/куб.см, совместимая с железокаменным составом. Поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной (достоверность измерения массы – 2.8 сигма), авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 2.3 масс Земли. Эффективная температура этой планеты достигает 2432 ± 42 К, ее дневное полушарие должно быть полностью расплавлено.
Планета K2-157 b (показана красным шестиугольником и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. На левом графике показаны все планеты, чьи массы и радиусы известны с точностью лучше 35% и 20%, соответственно, на правом графике показаны только планеты с ультракороткими периодами. Цвет планет отражает их эффективные температуры. Цветными пунктирными и точечными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Черной стрелкой показан верхний предел на массу K2-157 b (2.3 масс Земли).Помимо колебаний, вызванных внутренней транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще два колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что их вызывают две не транзитные планеты K2-157 c и K2-157 d.
Минимальная масса K2-157 c достигает 30.8 ± 1.9 масс Земли, это или крупный нептун, или легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.165 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 25.94 ± 0.05 суток, эксцентриситет ее орбиты не превышает 0.2. Эффективная температура K2-157 c составляет 587 ± 10 К.
Минимальная масса K2-157 d оценивается в 23.3 ± 2.5 масс Земли, орбитальный период – в 66.5 ± 0.7 суток, большая полуось орбиты – в 0.309 ± 0.004 а.е. Формально эксцентриситет орбиты не может превышать 0.5, но при эксцентриситете больше 0.3 система становится динамически неустойчивой, так что верхний предел на эксцентриситет можно считать равным 0.3. Также устойчивость теряется, если наклонение внешней планеты становится меньше 30°, что соответствует ее истинной массе ~47 масс Земли.
Если планета K2-157 c точно не является транзитной, для K2-157 d вопрос открыт – в моменты предполагаемых транзитов родительскую звезду никто не наблюдал. Так что эта система еще может преподнести сюрпризы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.20999
5 мая 2025
Мини-нептун и суперземля у солнцеподобной звезды HD 35843
Транзитным методом открыто свыше 4 тыс. экзопланет, но лишь 12% из них имеют орбитальные периоды свыше 40 суток. Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Транзитных субнептунов (планет с радиусами меньше радиуса Нептуна) с орбитальным периодом больше 40 суток еще меньше, и только у 24 из них измерена масса. Поэтому открытие каждой такой планеты привлекает повышенное внимание.
5 мая 2025 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию относительно прохладного транзитного мини-нептуна у солнцеподобной звезды HD 35843. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. И, как часто бывало и раньше, во время измерения массы транзитной планеты исследователи обнаружили в этой системе еще одну планету – скорее всего, не транзитную.
HD 35843 (TOI-4189) – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 69.3 ± 0.1 пк. Ее масса оценивается в 0.94 ± 0.06 солнечных радиусов, радиус – в 0.90 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 0.75 ± 0.05 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст HD 35843 приблизительно равен 2.5 ± 0.5 млрд. лет.
HD 35843 попала на 5-6 и 31-33 сектора TESS. Первое транзитное событие на ее кривой блеска обнаружили любители астрономии из проекта Planet Hunters при анализе фотометрии, полученной на 6 секторе. В дальнейшем было зафиксировано еще два транзита той же глубины и продолжительности. Орбитальный период транзитного кандидата составил 46.9622 ± 0.0002 суток. После стандартной процедуры валидации авторы получили 18 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа PFS, 4 измерения с помощью CORALIE и 70 – с помощью ESPRESSO.
При радиусе 2.54 ± 0.08 радиусов Земли масса планеты HD 35843 c достигает 11.3 ± 1.6 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.8 ± 0.7 г/куб.см. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.25 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.07, его эффективная температура равна 479 ± 12 К.
Почему же эту планету назвали c, а не b? Дело в том, что помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. И период этих колебаний составил 9.90 ± 0.06 суток. Авторы пришли к выводу, что в системе HD 35843 есть еще одна планета с минимальной массой 5.84 ± 0.84 масс Земли, вращающаяся на расстоянии 0.088 ± 0.002 а.е. от звезды, т.е. на орбите, внутренней по отношению к транзитной планете c.
Является ли она транзитной? Как ни странно, ответить на этот вопрос не так просто. Если планета b имеет железокаменный состав, ее радиус может оказаться меньше 1.4 радиуса Земли. Транзиты планет с таким радиусом слишком мелкие, чтобы быть надежно обнаруженными в фотометрии TESS. Но, возможно, взаимное наклонение орбит планет b и c превышает 3°, и планета b действительно не проходит по диску своей звезды.
Планета HD 35843 c (показана малиновым пятиугольником и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чья масса измерена с точностью лучше 20%. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.На диаграмме «Масса – Радиус» HD 35843 c лежит ниже линии планет из воды, поэтому она не обязательно должна быть окружена водородно-гелиевой атмосферой. Возможно, атмосфера этого мини-нептуна состоит из тяжелых газов, например, из водяного пара с примесью азота и/или углекислоты. Благодаря яркости родительской звезды система будет хорошей целью для JWST, который сможет изучить атмосферу HD 35843 c методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2505.00898
29 апреля 2025
Измерена масса суперземли TOI-771 b, открыта вторая не транзитная планета
Суперземли и мини-нептуны – наиболее распространенные типы экзопланет, они встречаются повсеместно. Как правило, радиусы суперземель не превышают 1.5 радиусов Земли, а их средняя плотность говорит о железокаменном составе. Радиусы мини-нептунов, напротив, обычно больше 2 радиусов Земли, а их средняя плотность гораздо ниже, что говорит о значительной доле летучих (водорода и гелия и/или воды). Если с суперземлями все более-менее понятно, то состав мини-нептунов до сих пор остается неизвестным. Это вызвано вырождением решений – одной и той же средней плотности могут отвечать очень разные варианты химического состава. Возможно, мини-нептуны не представляют собой однородную группу объектов.
Для изучения мини-нептунов была организована наблюдательная программа THIRSTEE, в рамках которой методом лучевых скоростей измеряются массы небольших планет, обнаруженных «Кеплером» и TESS. Для наблюдений были отобраны 33 достаточно яркие звезды с планетами, радиусы которых попадают в диапазон от 1.3 до 2.8 радиусов Земли, а значение метрики трансмиссионного спектра (TSM) ожидается больше 30. К настоящему моменту примерно у половины планет выборки массы уже измерены.
28 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению массы еще одной планеты из списка THIRSTEE – TOI-771 b. И как не раз бывало раньше, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаружили у этой звезды еще одну (не транзитную) планету.
TOI-771 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 25.325 ± 0.008 пк. Его масса оценивается в 0.22 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 0.23 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 160 раз меньше солнечной. Низкий уровень активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте, который, однако, остается плохо определенным.
TOI-771 попала на 10-12, 37-38 и 64-65 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.326 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.36 ± 0.10 радиусов Земли. В прошлом году TOI-771 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Чтобы измерить массу планеты TOI-771 b, авторы получили 31 измерение лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа ESPRESSO. Масса оказалась равной 2.47 ± 0.32 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.4 ± 1.4 г/куб.см. При такой средней плотности планета может состоять из силикатов и железа, а может включать до 6% воды. Эффективная температура TOI-771 b достигает 543 ± 34 К.
Суперземля TOI-771 b (показана оранжевым ромбом и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у красных карликов. Кружками с черной обводкой показаны также две планеты системы TOI-406. Цветными пунктирными, штрихпунктирными и точечными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. TOI-771 b может иметь железокаменный состав, а может содержать несколько процентов воды.Помимо колебаний, связанных с планетой b и вращением звезды вокруг своей оси, лучевая скорость TOI-771 продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что оно вызвано планетой TOI-771 c с минимальной массой 2.9 ± 0.4 масс Земли и орбитальным периодом 7.61 ± 0.03 суток. Эта суперземля или мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.046 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.065 +0.062/-0.045, ее эффективная температура оценивается в 365 ± 22 К (температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры).
Авторы проанализировали динамическую устойчивость этой системы и нашли ее устойчивой при наклонениях орбиты внешней планеты от 15° до 165°. Это означает, что ее масса не может превышать 11 масс Земли. Скорее всего, масса TOI-771 c близка к своей минимальной массе, поскольку в тесных многопланетных системах взаимные наклонения орбит соседних планет обычно не превышают 5°.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.18223
26 апреля 2025
JWST измерил температуру планеты у белого карлика WD 1856+534
Подавляющее большинство экзопланет обнаружено у звезд, находящихся на главной последовательности, некоторое количество вращается вокруг субгигантов и красных гигантов. Однако планеты у белых карликов можно пересчитать по пальцам одной руки. Не потому, что их нет, а потому, что их очень сложно обнаружить. Размеры дисков белых карликов очень маленькие (примерно в сто раз меньше Солнца), поэтому вероятность транзитной конфигурации крайне мала. В спектрах белых карликов спектральные линии сильно размыты, а часто и вовсе отсутствуют, что не позволяет измерять их лучевые скорости.
Лишь однажды астрономам повезло. В сентябре 2020 года была представлена WD 1856+534 b – первая и до сих пор единственная известная планета, проходящая по диску белого карлика. В отличие от обычного транзита, когда маленький кружок планеты проходит по большому звездному диску, тут все наоборот – планета по размерам в несколько раз больше своей звезды и касается ее только краем, поэтому глубина транзита достигает 56%, а сам транзит длится всего 8 минут. Орбитальный период WD 1856+534 b составляет 1.40793 суток, расстояние между планетой и звездой в 48 раз меньше расстояния между Землей и Солнцем. Несмотря на тесную орбиту, светимость белого карлика так мала, что эффективная температура планеты в отсутствии внутренних источников энергии оценивается в 165 ± 9 К (в предположении альбедо, равного 0.3).
Тут есть одна тонкость. Радиус WD 1856+534 b – 0.95 ± 0.02 радиусов Юпитера, т.е. перед нами газовый гигант. Радиусы газовых гигантов практически не зависят от их массы – и легкий «сатурн», и тяжелый супер-юпитер, и коричневый карлик, и даже предельно маломассивная звезда будут иметь одинаковые размеры, близкие к размерам Юпитера. Как убедиться, что объект, затмевающий белый карлик WD 1856+534 – действительно планета?
Отличить планету-гигант от коричневого карлика и тем более тусклой звезды можно по их тепловому излучению. Радиус WD 1856+534 b в 7.8 раз больше радиуса белого карлика. Рядом с крошечным «звездным огарком» предполагаемая планета будет заметным источником инфракрасного излучения. Телескоп не может разрешить планету и звезду, система слишком тесная, но по форме спектра системы температуру планеты можно измерить.
29 июля 2024 года систему WD 1856+534 пронаблюдал JWST с помощью спектрометра среднего инфракрасного диапазона MIRI. В момент наблюдений планета находилась в фазе 0.32-0.35, т.е. было освещено больше половины диска. Блеск системы измерялся в лучах с длиной волны 5.6, 7.7, 10.0, 11.3, 12.8, 15.0 и 18.0 мкм. На волнах 12.8-18 мкм был зарегистрирован хорошо заметный инфракрасный избыток, вызванный тепловым излучением планеты. Температура WD 1856+534 b оказалась равной 186 ± 7 К, что лишь немного превышает эффективную температуру (165 ± 9 К). Это не позволило измерить массу планеты, но ограничило ее сверху: масса WD 1856+534 b не может превышать 5.9 масс Юпитера, в противном случае объект был бы горячее. Эта величина гораздо меньше, чем формальная граница между планетами-гигантами и коричневыми карликами (13 масс Юпитера), так что WD 1856+534 b точно является планетой.
До сих пор неясно, как WD 1856+534 b оказалась на своей текущей орбите. Изначально она на ней находиться не могла: когда родительская звезда проходила стадию красного гиганта, ее размеры были гораздо больше, чем 0.021 а.е. Планета мигрировала внутрь системы уже после того, как звезда сбросила свою оболочку и превратилась в белый карлик. Возможно, это произошло через высокоэксцентричную миграцию: после сброса оболочки и уменьшения массы звезды ее планетная система потеряла устойчивость, WD 1856+534 b сначала перешла на эксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скруглилась приливными силами.
В конце своей работы авторы оценили эффективность MIRI/JWST в поисках планет-гигантов у ближайших звезд. Они нашли, что смогли бы обнаружить по тепловому излучению газовый гигант с эффективной температурой вплоть до 75 К.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.16982
24 апреля 2025
Восемь новых горячих юпитеров от SuperWASP
Исключительная успешность космических транзитных миссий, таких, как «Кеплер» и TESS, затмила успехи наземных наблюдательных программ. А между тем наземными транзитными обзорами открыто свыше четырех сотен экзопланет, преимущественно горячих юпитеров. Конечно, горячим юпитером сегодня никого не удивить, но изучение планет этого типа все еще важно для статистики и общего понимания происхождения и эволюции планетных систем.
14 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию восьми новых транзитных горячих юпитеров. Все транзитные кандидаты были обнаружены наземным обзором SuperWASP, независимо наблюдались TESS и получили свой номер в каталоге TOI, а затем были окончательно подтверждены методом лучевых скоростей.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
(HAT-P-71, TOI-3791)*Светимость звезд оценена по формуле L = (Tstar/5772 K)4·(Rstar/Rsol)2
Таблица 2. Свойства планет
Эксцентриситеты орбит всех новых планет близки к нулю.
Новые планеты (показаны красным и оранжевым цветом с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Средняя плотность» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Рыхлая WASP-195 b подписана, как и некоторые другие очень рыхлые планеты. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика.Среди довольно типичных горячих юпитеров выделяется очень рыхлая планета WASP-195 b. Такие «очень воздушные» планеты образуют на диаграмме «Масса – Средняя плотность» отдельную ветвь. Авторы полагают, что раздутость WASP-195 b объясняется ее молодостью: в дальнейшем планета потеряет часть своей протяженной водородной атмосферы и уменьшится в размерах.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.08091
22 апреля 2025
HD 119355 b: горячий мини-нептун у солнцеподобной звезды
В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли, но у других звезд они встречаются очень часто. Часть планет этого размерного класса представляют собой железокаменные суперземли, часть – небольшие аналоги Урана и Нептуна, часть – планеты, состоящие примерно наполовину из горных пород и воды, есть и промежуточные варианты. Для определения физической природы планеты необходимо измерить и ее массу, и радиус, с этой целью исследователи стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.
18 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна TOI-3493 b у яркой солнцеподобной звезды HD 119355. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
HD 119355 (TOI-3493) – звезда главной последовательности спектрального класса G1/G2, удаленная от нас на 96.76 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.23 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза больше светимости Солнца. Возраст звезды достигает 7.3 ± 1.7 млрд. лет.
HD 119355 попала на 37 и 64 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 8.15947 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.22 ± 0.08 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 83 измерения лучевой скорости HD 119355 с помощью спектрографа HARPS. Масса планеты оказалась равной 9.0 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 1.47 ± 0.23 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии ~0.08 а.е., его эффективная температура достигает 1102 ± 20 К.
Планета HD 119355 b (TOI-3493 b) (показана синей звездой с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цвет планет отражает эффективную температуру родительских звезд.На диаграмме «Масса – Радиус» HD 119355 b лежит выше линии воды, это означает, что она окружена водородно-гелиевой атмосферой. Авторы предложили две возможные модели, описывающие состав этой планеты. Согласно первой, 99.7% массы приходится на ядро, где половина вещества имеет земной (железокаменный) состав, а половина является водой; оставшиеся 0.3% массы приходятся на водородно-гелиевую атмосферу. Согласно второй, воды в составе планеты нет: 98% массы приходится на железокаменное ядро и 2% – на водородно-гелиевую атмосферу. Выяснить, какая из моделей ближе к истине, можно будет по составу атмосферы планеты. Благодаря яркости родительской звезды HD 119355 b будет прекрасной целью для JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.12884
21 апреля 2025
Низкое альбедо исключает обитаемость мини-нептуна K2-18 b
Поступательное развитие наблюдательных инструментов вплотную подвело нас к возможности обнаруживать биомаркеры в атмосферах планет у других звезд. Особенно интригует обнаружение биомаркеров в атмосферах небольших планет, находящихся в обитаемой зоне своих звезд. Так, в атмосфере мини-нептуна K2-18 b с достоверностью 3 сигма был найден диметилфульфид, на Земле выделяемый морскими одноклеточными водорослями. Можно ли на этом основании считать, что мы обнаружили внеземную жизнь?
Мини-нептун K2-18 b массой 8.6 ± 1.4 масс Земли и радиусом 2.61 ± 0.09 радиусов Земли был открыт в 2015 году. Он вращается вокруг красного карлика K2-18 на среднем расстоянии 0.143 ± 0.006 а.е., его температурный режим близок к температурному режиму Земли (эффективная температура 265 ± 5 К). Умеренный нагрев планеты сразу привлек к ней большое внимание ученых. Трансмиссионный спектр K2-18 b, полученный на «Хаббле» и JWST, соответствовал безоблачной водородно-гелиевой атмосфере с примесью метана и углекислого газа. Также с невысокой достоверностью в спектре была обнаружена полоса диметилсульфида CH3)2S. Некоторые оптимистично настроенные исследователи сразу выдвинули гипотезу, что K2-18 b является гикеаном – планетой, на которой под водородной атмосферой плещется океан жидкой воды. А поскольку на Земле диметилсульфид производится морскими водорослями, то почему бы им не процветать в теплом океане K2-18 b?
Однако не все так просто. Дело в том, что молекулярный водород – сильный парниковый газ. Если водородная атмосфера слишком глубокая, парниковый эффект на поверхности приведет к сильному повышению температуры, все усиливающемуся испарению океана и катастрофическому разгону парникового эффекта. Жидкого океана в этом случае не будет – плотность водяного пара будет нарастать с глубиной, но из-за высокой температуры он не сконденсируется, оставаясь закритическим флюидом. Никакой жизни в таком «океане», конечно, быть не может. По расчетам исследователей, в водородной атмосфере для срыва климата в состояние духовки при давлении на поверхности 1 бар достаточно поглощенной энергии 435 Вт/кв.м, а при давлении 10 бар – 116 Вт/кв.м. При этом поток звездного излучения на орбите K2-18 b достигает 1368 Вт/кв.м. Это значит, что для существования жидкого океана у планеты должно быть очень высокое альбедо. Для водородной атмосферы с давлением у поверхности 1 бар альбедо должно превышать 0.68, а для атмосферы с давлением 10 бар – 0.92.
Альбедо K2-18 b пока неизвестно, но его можно оценить сверху. Трансмиссионный спектр планеты соответствует безоблачной верхней атмосфере, в противном случае наличие непрозрачной высотной дымки сделало бы этот спектр плоским (лишенным деталей). Исследователи представили модель, в которой рассматривался идеально отражающий слой облаков и слой чистого газа над ним. Однако даже прозрачный газ рассеивает звездный свет и поглощает его в спектральных полосах веществ, из которого состоит. Так, атмосфера K2-18 b поглощает излучение в полосах метана и углекислого газа. Даже если глубокий слой облаков идеально отражает свет, альбедо планеты окажется меньше 0.38. В более реальном случае оно составит 0.17-0.18.
А это означает, что на K2-18 b слишком жарко для существования жидкого водного океана. Планета поглощает слишком много звездного света. Тем более, что давление на дне атмосферы не может быть меньше 130 бар, вероятнее, что оно достигает 700 бар и может быть даже больше. Таким образом, на K2-18 b диметилсульфид (если его наличие подтвердится) имеет абиогенное происхождение.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.12030
17 апреля 2025
Измерены массы трех планет у близкого красного карлика GJ 1061
Метод лучевых скоростей позволяет измерять только минимальные массы планет m sin i, т.е. произведение физической массы планеты на синус наклона ее орбиты к лучу зрения. Если планета является транзитной (регулярно проходит по диску своей звезды), то наклонение i легко определить, а значит, и физическую массу тоже. Однако вероятность транзитной конфигурации невелика, поэтому для большинства планет, открытых методом лучевых скоростей, известны только минимальные массы.
В отдельных редких случаях физические массы планет все-таки можно определить. Если планет несколько, и они близки к орбитальному резонансу низкого порядка, их взаимное гравитационное влияние приведет к заметным возмущениям орбитального движения. Имея в своем распоряжении высокоточный спектрограф, эти возмущения можно зафиксировать. А поскольку силы взаимного притяжения планет зависят от их физических масс, а не минимальных, эти массы можно измерить.
16 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению физических масс и уточнению остальных параметров трех планет у близкого (3.67 пк) красного карлика GJ 1061.
Планетная система GJ 1061 была представлена в 2019 году. Она включала три планеты с орбитальными периодами 3.2, 6.7 и 13 суток и минимальными массами 1.4 ± 0.2, 1.75 ± 0.23 и 1.68 ± 0.25 масс Земли, соответственно. Орбита внешней планеты лежит в середине обитаемой зоны, что привлекло к ней повышенное внимание. Возраст системы превышает 7 млрд. лет, родительская звезда вращается вокруг своей оси очень медленно (примерно за 125 суток), ее активность мала.
Первооткрыватели измеряли лучевую скорость GJ 1061 с помощью спектрографа HARPS со средней погрешностью единичного измерения 1.41 м/с. Авторы новой статьи получили дополнительно 26 измерений с помощью спектрографа ESPRESSO со средней погрешностью 0.25(!) м/с. Всего было сделано 198 измерений лучевой скорости, общее время наблюдений превысило 20 лет. Чтобы измерить массы планет, исследователи воспользовались моделью интегрирования движения N тел, в которой планеты не просто движутся по своим кеплеровским орбитам, но и гравитационно взаимодействуют со звездой и друг с другом. Сравнив модельные данные о лучевой скорости звезды с измеренными, авторы существенно уточнили орбитальные периоды и оценили физические массы планет.
Масса GJ 1061 b оказалась равной 1.11 ± 0.12 масс Земли, ее орбита наклонена к лучу зрения на 65 ± 8°. Планета вращается по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0210 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.05 ± 0.04, и делает один оборот за 3.2075 ± 0.0001 суток.
Масса GJ 1061 c составила 1.81 ± 0.12 масс Земли, наклонение орбиты – 69 ± 7°. Планета вращается по круговой орбите (эксцентриситет 0.01 ± 0.01) на расстоянии 0.0342 ± 0.0010 а.е., ее орбитальный период – 6.6813 ± 0.0004 суток.
Наконец, масса потенциально обитаемой GJ 1061 d оценивается в 1.65 ± 0.16 масс Земли, наклонение 63 ± 9°. Эксцентриситет ее орбиты (0.03 ± 0.04) также невелик и совместим с нулем. Планета вращается на среднем расстоянии 0.054 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 13.066 ± 0.002 суток.
Предположив, что все планеты имеют железокаменный состав подобно Земле, исследователи оценили их радиусы в 1.04 ± 0.04, 1.22 ± 0.03 и 1.18 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно.
Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы и нашли ее полностью устойчивой. GJ 1061 предстает перед нами плоской и динамически холодной, орбиты ее планет близки к круговым аналогично планетам Солнечной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.10926
14 апреля 2025
TOI-6478 b: транзитный мини-нептун с температурным режимом Марса
Вероятность транзитной конфигурации быстро уменьшается с ростом расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно растет количество относительно прохладных и даже холодных транзитных планет. Особенно интересно, если такие планеты вращаются вокруг красных карликов – небольшие размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубже, а трансмиссионные спектры – выразительнее. Такие планеты будут прекрасной целью для изучения свойств их атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
10 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна у красного карлика TOI-6478. Планета была обнаружена TESS, в дальнейшем она прошла валидацию, а на ее массу был наложен жесткий верхний предел. TOI-6478 b заинтересовала ученых своей низкой эффективной температурой, составляющей всего 204 ± 5 К.
TOI-6478 (LP 789-76B) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 38.6 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.230 ± 0.007 солнечных масс, радиус – в 0.234 ± 0.012 солнечных радиусов, светимость примерно в 186 раз меньше светимости Солнца. Возраст звезды превышает 6-7 млрд. лет, она является частью толстого диска Галактики.
TOI-6478 входит в состав широкой пары. На расстоянии 22.9 угловых секунд (884 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон LP 789-76A спектрального класса M3 V. Звезды имеют общее собственное движение и почти наверняка физически связаны.
TOI-6478 попала на 8, 35 и 62 сектора TESS. На кривых блеска, полученных на 8 и 62 секторах, прорисовалось по одному транзитному событию примерно одинаковой глубины и продолжительности. Для определения точного периода транзитного кандидата был проведен ряд наземных наблюдений. В итоге орбитальный период кандидата оказался равным 34.005 суток. Глубина транзитов соответствовала планете радиусом 4.60 ± 0.24 радиусов Земли. TOI-6478 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.1136 ± 0.006 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Марса.
Чтобы определить массу планеты, авторы получили 9 измерений лучевой скорости ее родительской звезды с помощью инфракрасного спектрографа MAROON-X. Однако данных оказалось недостаточно. По расчетам исследователей, масса планеты не превышает 9.9 масс Земли, ее средняя плотность меньше 0.56 г/куб.см. Для точного определения массы необходимо сделать не меньше 60 измерений с помощью MAROON-X.
Планета TOI-6478 b (показана малиновым ромбом со стрелкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Для сравнения приведены также Земля, Уран и Нептун (показаны черными ромбами и подписаны).Авторы оценили перспективы трансмиссионной спектроскопии TOI-6478 b с помощью JWST для двух возможных значений массы планеты – 9.9 и 5.3 масс Земли. В обоих случаях ожидаются выразительные трансмиссионные спектры с четкими полосами метана. Водяной пар должен конденсироваться в облака, поэтому он, скорее всего, не проявится в спектре. В общем, TOI-6478 b будет прекрасным образцом рыхлого холодного мини-нептуна.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.06848
11 апреля 2025
Открыты три суперземли у маломассивных красных карликов G 268-110, G 261–6 и G 192–15
Хорошо известно, что свойства планетных систем зависят от массы родительских звезд. Так, распространенность планет газовых гигантов уменьшается с уменьшением массы звезд, и у маломассивных красных карликов газовые гиганты почти не встречаются. Напротив, есть свидетельства того, что распространенность небольших планет – суперземель и аналогов Земли – увеличивается с уменьшением массы звезды. Чтобы детально разобраться в этом вопросе и получить общую картину распространенности планет разных типов, необходимо изучать планеты у звезд разных масс.
9 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная изучению распространенности планет у звезд с массами меньше 0.16 масс Солнца (спектральных классов M5 V и более поздних). Авторы сочли, что эта группа звезд получает незаслуженно мало внимания: «Кеплер» наблюдал преимущественно солнцеподобные звезды, а TESS и наземные наблюдательные программы, как правило, изучают звезды с массами больше 0.33 солнечных масс (спектрального класса M4 V и более ранних). За основу исследователи взяли данные о лучевых скоростях 15 поздних красных карликов, полученные спектрографом CARMENES с января 2016 года по февраль 2024 года. Были выбраны относительно спокойные звезды, чья видимая звездная величина в полосе J была меньше +10, а период вращения вокруг своей оси превышал 10 суток. К настоящему моменту у нескольких звезд из этого списка уже обнаружены планеты (например, у GJ 1002, YZ Ceti, звезды Тигардена и др.). В новой работе сообщается о четырех новых планетах у трех звезд и делаются первые оценки распространенности у поздних красных карликов небольших планет.
G 268-110 (GJ 1028) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 9.777 ± 0.004 пк. Его масса оценивается в 0.137 ± 0.009 солнечных масс, радиус и температура фотосферы, к сожалению, не сообщаются. Медленное вращение (один оборот звезда делает за 143 ± 14 суток) говорит о древнем возрасте, который, однако, остается плохо определенным.
Минимальная масса GJ 1028 b – 1.52 ± 0.25 масс Земли. Планета вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0128 ± 0.0003 а.е. и делает один оборот за 1.43263 ± 0.00008 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 534 ± 12 К, т.е. планета горячее Меркурия.
G 261–6 (GJ 1238) – красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный на 10.631 ± 0.002 пк. Масса звезды равна 0.118 ± 0.011 солнечных масс, период вращения – 114 ± 34 суток, что тоже говорит о древнем возрасте.
У звезды обнаружена суперземля GJ 1238 b с минимальной массой 1.37 ± 0.23 масс Земли и орбитальным периодом 5.454 ± 0.003 суток. Планета находится на круговой орбите радиусом 0.0297 ± 0.0009 а.е., ее эффективная температура оценивается всего в 322 ± 10 К (+49°С). GJ 1238 b располагается вблизи внутреннего края обитаемой зоны.
G 192–15 (GJ 3380) еще один красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный на 9.528 ± 0.003 пк. Его масса – 0.132 ± 0.009 солнечных масс, период вращения 105 ± 6 суток.
У GJ 3380 обнаружены две планеты. Внутренняя GJ 3380 b – планета земного типа с орбитальным периодом 2.2748 ± 0.0003 суток и минимальной массой 1.03 ± 0.18 масс Земли, вращающаяся на расстоянии 0.0172 ± 0.0004 а.е. Внешняя – нептун с минимальной массой 14.3 ± 1.6 масс Земли и орбитальным периодом 1219 ± 13 суток. В отличие от круговых орбит трех предыдущих планет орбита GJ 3380 c резко эксцентрична: ее большая полуось 1.14 ± 0.03 а.е., эксцентриситет достигает 0.68 ± 0.07. Эффективная температура планеты b оценивается в 454 ± 9 К, усредненная эффективная температура планеты c – 56 ± 1 К, т.е. у внутренней планеты температурный режим близок к температурному режиму Меркурия, а у планеты c – меняется от температурного режима Сатурна до температурного режима пояса Койпера.
Проанализировав эффективность обнаружения планет разных масс и орбитальным периодов у звезд выборки, авторы оценили распространенность планет массой от 0.5 до 10 масс Земли и с периодами от 1 до 100 суток. Из-за малой выборки (всего 15 звезд) вычисленные распространенности получены с большими статистическими погрешностями.
Таблица. Распространенность планет у звезд с массами меньше 0.16 масс Солнца
Затем авторы сравнили свои результаты с аналогичными исследованиями распространенности небольших планет (с массами 1-10 масс Земли) у более массивных красных карликов. Как оказалось, различия существенные. Разные авторы дают разные оценки, но в целом количество легких планет у звезд с массами < 0.16 солнечных масс оказывается в 5-10 раза выше, чем у более массивных красных карликов. Возможно, часть этой разницы объясняется малой выборкой и большими статистическими погрешностями, но также возможно, что у маленьких звезд легкие планеты действительно встречаются гораздо чаще, чем у более крупных.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.03364
9 апреля 2025
GJ 410 b: мини-нептун у близкого красного карлика
Для поиска планет у ближайших к Солнцу звезд обычно используют метод лучевых скоростей. Вероятность транзитной конфигурации мала, и не стоит рассчитывать, что орбиты планет будут ориентированы удобным для нас образом. А поскольку большинство звезд в окрестностях Солнца – красные карлики, для измерения их лучевых скоростей обычно применяют высокоточные спектрографы ближнего инфракрасного диапазона, где яркость красных карликов максимальна.
7 апреля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию мини-нептуна у близкого красного карлика GJ 410. Планета была открыта в рамках мониторинга 60 близких красных карликов, осуществляемого с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou.
GJ 410 (DS Leo, HD 95650) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 11.933 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.55 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.543 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 17.3 раза меньше солнечной. Возраст звезды составляет 480 ± 150 млн. лет (по другим оценкам – 890 ± 120 млн. лет).
Авторы получили 156 измерений лучевой скорости этой звезды с помощью SPIRou (средняя погрешность единичного измерения 2.3 м/с), а также воспользовались 103 архивными измерениями, полученными с помощью спектрографа видимого диапазона SOPHIE (средняя погрешность единичного измерения 2.4 м/с). После удаления из данных колебаний, вызванных активностью молодой звезды, авторы обнаружили на периодограмме четкий пик с периодом 6.020 ± 0.004 суток, не сопровождающийся никакими признаками звездной активности. Достоверность пика росла с ростом количества измерений. Исследователи пришли к выводу, что 6.02-суточное колебание вызывается планетой GJ 410 b с минимальной массой (m sin i) 8.4 ± 1.3 масс Земли, вращающейся вокруг GJ 410 по круговой орбите на расстоянии 0.0531 ± 0.0006 а.е. По всей видимости, это мини-нептун или нептун.
Кроме 6.02-суточных колебаний в данных найдены колебания с периодами 2.99 и 18.7 суток, природа которых остается неясной. Исследователи предполагают, что эти колебания тоже могут быть вызваны планетами, но для подтверждения этого предположения нужны дополнительные наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2504.03572
30 марта 2025
TOI-2005 b: эксцентричный горячий юпитер у яркой F-звезды
Большинство горячих юпитеров находится на круговых орбитах, потому что тесные орбиты быстро скругляются приливными силами. Однако время скругления орбит планет с орбитальными периодами больше 8-10 суток превышает возраст вселенной. Эксцентричная орбита может быть свидетельством того, что планета находится в процессе высокоэксцентричной миграции на пути превращения в «настоящий» горячий юпитер.
27 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная подтверждению эксцентричного горячего юпитера у яркой звезды TOI-2005 (TYC 7736-00803-1). Авторы провели процедуру валидации и измерили наклонение орбиты планеты к экватору звезды.
TOI-2005 – звезда главной последовательности раннего F класса, удаленная от нас на 328.7 ± 4.6 пк. Ее масса оценивается в 1.59 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 2.02 ± 0.15 солнечных радиусов, светимость в 9.2 +0.5/-1.0 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.6 ± 0.1 млрд. лет.
TOI-2005 попала на 9-10, 36 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 17.306 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.07 +0.06/-0.11 радиусов Юпитера, всего TESS зарегистрировала три транзитных события. Авторы провели стандартную процедуру валидации, включающую наблюдения транзитов наземными телескопами и съемку окрестностей звезды с высоким угловым разрешением.
Чтобы измерить массу планеты, они получили 46 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографов CHIRON, FEROS и MINERVA- Australis. Однако TOI-2005 – быстро вращающаяся звезда, ее проективная скорость вращения на экваторе достигает 111 ± 1 км/с (обычно она не превышает 2 км/с). Быстрое вращение смазало спектральные линии и не позволило точно измерять лучевую скорость: даже у точного спектрографа FEROS погрешность единичного измерения превышала 250 м/с. Поэтому массу планеты измерить не удалось, был получен верхний предел в 6.4 масс Юпитера.
Зато удалось измерить эксцентриситет орбиты и ее наклонение к оси вращения звезды. TOI-2005 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.16 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.60 +0.10/-0.06. Плоскость орбиты наклонена к экватору звезды всего на 4.8 ± 2.5°. Если бы звезда жила неограниченно долго, орбита TOI-2005 b постепенно скруглилась бы приливными силами с итоговым радиусом 0.101 а.е., однако этот процесс занял бы ~100 млрд. лет. Гораздо раньше звезда покинет главную последовательность и начнет раздуваться, превращаясь в красный гигант, и в итоге поглотит TOI-2005 b.
Из-за высокого эксцентриситета эффективная температура гиганта меняется от 1217 К в апоцентре до 2171 К в перицентре. Планета будет интересной целью для изучения свойств атмосферы, претерпевающей регулярные нагрев и охлаждение.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.20069
27 марта 2025
Измерена яркостная температура суперземли TOI-1468 b
Фокус внимания научного сообщества постепенно смещается с открытия новых экзопланет к изучению уже известных. Особый интерес представляют небольшие каменистые планеты – суперземли и земли. С помощью трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии можно изучать атмосферы таких планет, измерять их альбедо и температуру дневного полушария. Важнейшей, но еще не достигнутой целью является подробное изучение атмосфер каменистых планет, находящихся в обитаемой зоне своих звезд, и поиск биомаркеров.
В настоящее время суперземли и земли возможно обнаруживать только у небольших звезд – красных карликов. Однако красные карлики отличаются от солнцеподобных звезд не только низкой светимостью. Тусклые маломассивные звезды миллиарды лет сохраняют высокий уровень активности, многие из них являются вспыхивающими. Частые вспышки и сильный звездный ветер буквально сдувают атмосферы близких планет. Моделирование эрозии планетных атмосфер показывает, что многие каменистые планеты на близких к звезде орбитах должны быть лишенными газовой оболочки аналогами Меркурия и Луны, даже если их массы превышают массу Земли. И действительно, измерение температуры дневного полушария некоторых суперземель показало, что они сильно нагреты – как почти черные безатмосферные тела. Хотя известны и обратные примеры – некоторые суперземли явно имеют атмосферу. В целом, условия выживания атмосфер планет красных карликов еще неизвестны, пока идет накопление наблюдательных данных.
26 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению температуры дневного полушария суперземли TOI-1468 b. Эту температуру можно оценить, измеряя глубину вторичного минимума, или затмения (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду).
Авторы наблюдали три вторичных минимума TOI-1468 b с помощью спектрометра среднего инфракрасного диапазона MIRI на борту JWST в фильтре F1500W, т.е. в лучах с длиной волны ~15 мкм. Наблюдения проводились 29 ноября и 1 декабря 2023 года, а также 17 января 2024 года, глубина вторичного минимума составила 239 ± 52 ppm, 341 ± 53 ppm и 357 ± 52 ppm, соответственно. Чтобы избежать возможных систематических ошибок, авторы обработали наблюдательные данные двумя алгоритмами, Eureca! и Frida. Среднее значение глубины вторичного минимума составило 311 ± 31 ppm, что соответствует усредненной температуре дневного полушария 1024 ± 78 К.
Много это или мало?
TOI-1468 b – суперземля массой 3.21 ± 0.24 масс Земли и радиусом 1.28 ± 0.04 радиусов Земли, вращающаяся вокруг красного карлика спектрального класса M3 V с орбитальным периодом 1.88 суток. Равновесная температура планеты в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону составляет 683 ± 32 К. Если предположить, что теплоперенос совершенно неэффективен, температура дневного полушария достигнет 874 ± 32 К. Но измеренная температура еще на ~150 K выше!
Отношение светимости планеты к светимости звезды fp/fs в миллионных долях (ppm) (показано черной (Eureca!) и малиновой (Frida) точками с барами ошибок) и его сравнение с предсказаниями различных атмосферных моделей. Серой пунктирной линией показана модель планеты без атмосферы с температурой 1024 ± 78 К, сплошными голубыми линиями – планеты без атмосферы с альбедо 0 и 0.1, пунктирными и штрихпунктирными цветными линиями – различные модели атмосферы с давлением 1 бар. Внизу светло-голубой областью с синей обводкой показана полоса пропускания фильтра F1500W.Авторы предлагают две гипотезы, призванные объяснить высокую температуру планеты.
1. Планета TOI-1468 b имеет очень темную поверхность и лишена заметной атмосферы, при этом у нее есть дополнительный источник энергии, например, приливный разогрев или выделение джоулева тепла при орбитальном движении в сильном магнитном поле родительской звезды.
2. Планета окутана атмосферой, в которой есть слой с температурной инверсией (т.е. слой горячего газа). При наблюдениях в лучах с длиной волны 15 мкм мы видим этот горячий слой, при этом реальная температура поверхности ниже.Авторы сравнили полученные данные с моделями и исключили атмосферу из углекислого газа, водяного пара или их смеси с давлением у поверхности 1 бар или выше. Однако более разреженная атмосфера возможна. В ней могут конденсироваться облака из хлорида или сульфида натрия (NaCl или Na2S), и если они достаточно оптически плотные, при этом появляются и исчезают, это может объяснить вариации глубины вторичного минимума, которые зафиксировал MIRI.
Авторы планируют продолжить наблюдения TOI-1468 b в лучах с другой длиной волны, потому что сейчас эмиссионный спектр планеты измерен только в одной точке. Также будет полезным получить полную фазовую кривую (т.е. измерить полный блеск системы на протяжении полного орбитального периода), это позволит оценить температурный контраст между дневным и ночным полушариями TOI-1468 b, а значит – понять, какая из гипотез, объясняющих ее высокую температуру, ближе к истине.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.19772
23 марта 2025
Измерено альбедо очень теплого гиганта WASP-80 b
Измеряя глубину вторичного минимума (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду), можно измерить альбедо планеты и температуру ее дневного полушария. Альбедо измеряется в оптическом или ближнем инфракрасном диапазоне, где собственное излучение планеты мало. Температуру дневного полушария обычно измеряют, наблюдая вторичный минимум на более длинных волнах, где находится максимум теплового излучения планеты.
21 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе WASP-80 с помощью инструмента NIRISS на борту JWST. Наблюдения были проведены 26 октября 2023 года в лучах с длиной волны 0.68-2.83 мкм. Измеряя зависимость глубины вторичного минимума от длины волны, исследователи получили эмиссионный спектр планеты, измерили ее альбедо и температуру дневного полушария.
WASP-80 b была открыта в 2013 году. Это газовый гигант массой 0.54 ± 0.04 масс Юпитера и радиусом 1.00 ± 0.03 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг позднего оранжевого карлика с орбитальным периодом 3.068 суток. Из-за невысокой светимости родительской звезды его эффективная температура довольно умеренная – 825 ± 19 К. Более ранние наблюдения на «Хаббле» показали, что альбедо планеты не превышает 0.33. В 2023 году WASP-80 b наблюдали с помощью NIRCam на борту JWST, обнаружив в ее атмосфере метан и водяной пар.
Эмиссионный спектр WASP-80 b (зависимость глубины вторичного минимума от длины волны принимаемого излучения). Черными и синими точками с барами ошибок показаны измерения NIRISS, обработанные двумя алгоритмами, оранжевыми точками показаны измерения «Хаббла», розовыми точками – измерения NIRCam/JWST.Усредненная по всему диапазону глубина вторичного минимума составляет 65 +28/-35 ppm, что соответствует геометрическому альбедо 0.204 +0.051/-0.056. Альбедо Бонда WASP-80 b авторы оценили в 0.148-0.383. Измеренная температура дневного полушария составила 811 ± 70 К, что говорит об очень эффективном теплопереносе на ночную сторону. По всей видимости, атмосфера планеты затянута дымкой, частицы которой могут состоять из сульфида натрия, хлорида калия, сульфида цинка или толинов, напоминающих толины из дымки Титана. Облака из силикатов магния исключены – они обычно заметны в атмосферах более горячих планет с эффективной температурой ~1500 K, к тому же яркие силикатные облака привели бы к более высокому альбедо, чем наблюдается у WASP-80 b.
В конце своей работы авторы обсуждают рассогласование между глубиной вторичного минимума в диапазоне 2.4-2.7 мкм, полученное NIRCam и NIRISS. Это рассогласование может объясняться неучтенными систематическими ошибками одного или другого прибора, а может – переменой погоды на WASP-80 b, из-за чего плотность дымки может меняться. Для решения этой загадки нужны дополнительные наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.15665
18 марта 2025
У красного карлика GJ 3998 обнаружена третья планета
В поисках планет у ближайших к Солнцу звезд основным методом остается метод лучевых скоростей. Хотя транзитным методом обнаружено в несколько раз больше планет, вероятность транзитной конфигурации мала, особенно для планет, находящихся в обитаемой зоне или еще дальше. С ростом количества измерений возможности метода лучевых скоростей расширяются, позволяя выявлять в уже известных системах новые планеты.
12 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию третьей планеты у красного карлика GJ 3998. Первые две планеты у этой звезды были представлены в 2016 году: методом лучевых скоростей были обнаружены суперземля с минимальной массой 2.5 масс Земли и орбитальным периодом 2.65 суток и мини-нептун с минимальной массой 6.3 масс Земли и орбитальным периодом 13.7 суток. Первооткрыватели обнаружили на периодограмме еще два пика с периодами ~30.7 и ~42 суток, однако решили, что они связаны с проявлениями звездной активности.
Авторы продолжили наблюдения за GJ 3998 на спектрографе HARPS-N, доведя количество высококачественных измерений лучевой скорости с 136 до 204, полное время наблюдений превысило 10 лет. Дополнительный анализ маркеров звездной активности показал, что период вращения звезды вокруг своей оси равен 30.2 ± 0.3 суток. Таким образом, 30.7-суточный сигнал действительно имеет не планетную природу. Однако колебание лучевой скорости с периодом около 41.8 суток оставалось когерентным, его достоверность росла с ростом количества измерений. В итоге исследователи пришли к выводу, что 41.8-суточное колебание вызывается планетой GJ 3998 d с минимальной массой 6.1 ± 1.0 масс Земли, вращающейся вокруг своей звезды на расстоянии 0.189 ± 0.06 а.е. Освещенность на орбите планеты d оценивается в 1.2 +0.3/-0.2 освещенности на орбите Земли, другими словами, она находится в оптимистичной обитаемой зоне.
Орбиты всех трех планет в системе GJ 3998 близки к круговым (их эксцентриситеты неотличимы от нуля).
Конечно, крайне маловероятно, что GJ 3998 d является потенциально обитаемой. Скорее всего, это мини-нептун или даже нептун, окутанный протяженной водородно-гелиевой атмосферой, создающей мощный парниковый эффект. Однако открытие GJ 3998 d важно для уточнения статистики небольших планет в обитаемой зоне у близких звезд.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.08405
16 марта 2025
У звезды Барнарда – четыре планеты!
Звезда Барнарда (GJ 699) – ближайшая к Солнцу одиночная звезда и четвертая звезда в списке ближайших (первые три – тройная система альфа Центавра). Это древний красный карлик массой 0.162 ± 0.007 солнечных масс и радиусом 0.197 ± 0.001 солнечных радиусов, ее светимость в 281 раз меньше солнечной.
Благодаря своей близости (1.828 пк) и низкому уровню активности звезда Барнарда привлекает пристальное внимание ученых, занимающихся поисками экзопланет. С середины 20 века у нее регулярно «открывают», а потом «закрывают» планеты. Самой известной является история «открытий» Питера ван де Кампа, с помощью астрометрии обнаружившего у GJ 699 три планеты-гиганта с орбитальными периодами 6.1, 12.4 и 24.8 лет, которые впоследствии не подтвердились. Позже у этой звезды находили суперземлю с периодом 233 суток, которая тоже не подтвердилась (колебания лучевой скорости звезды с этим периодом оказались вызваны ее собственной активностью).
После ввода в эксплуатацию самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO с внутренней (инструментальной) точностью 10 см/с в изучении звезды Барнарда наступила новая эра. С мая 2019 года по июль 2023 года с помощью этого спектрографа было получено 156 измерений лучевой скорости GJ 699 с погрешностью 10-16 см/с. Периодограмма показала наличие четырех колебаний, из которых наиболее достоверным выглядело одно – с периодом 3.15 суток. В октябре 2024 года было объявлено об открытии планеты b с минимальной массой 0.37 ± 0.05 масс Земли и температурным режимом Меркурия. Амплитуда колебаний лучевой скорости GJ 699, вызванных влиянием этой планеты, составила всего 55 ± 7 см/с, но его достоверность росла с ростом количества измерений.
12 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная независимым наблюдениям звезды Барнарда на спектрографе MAROON-X, установленном на телескопе Gemini-North. Авторы получили 112 измерений ее лучевой скорости со средней точностью 30 см/с. Новые данные подтвердили наличие планеты b и повысили достоверность кандидатов c и d. Объединив измерения MAROON-X с измерениями ESPRESSO, авторы пришли к выводу, что все четыре колебания достоверны и вызываются планетами с массами меньше массы Земли.
В настоящий момент система выглядит так.
Самой близкой к звезде Барнарда является планета GJ 699 d с орбитальным периодом 2.3402 ± 0.0003 суток и минимальной массой 0.263 ± 0.024 масс Земли (~2.5 масс Марса). Планета вращается на среднем расстоянии 0.0188 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура оценивается в 483 К.
Второй по удаленности является уже известная планета GJ 699 b, чей орбитальный период уточнили до 3.1542 ± 0.0004 суток, а минимальную массу – до 0.299 ± 0.026 масс Земли (~2.8 масс Марса). Она вращается на среднем расстоянии 0.0229 ± 0.0003 а.е., ее эффективная температура – 438 К.
Третья планета - GJ 699 c с периодом 4.1244 ± 0.0006 суток и минимальной массой 0.335 ± 0.03 масс Земли (~3.1 масс Марса). Она находится на расстоянии 0.0274 ± 0.0004 а.е. от своей звезды, ее эффективная температура равна 400 К.
Наконец, орбитальный период четвертой, самой маленькой планеты GJ 699 e составляет 6.739 ± 0.003 суток, а эффективная температура – 340 К. Минимальная масса планеты e – всего 0.193 ± 0.033 масс Земли (~1.8 масс Марса), она вращается на среднем расстоянии 0.0381 ± 0.0005 а.е.
Орбиты всех четырех планет близки к круговым, их эксцентриситеты оцениваются в 0.03-0.08 и в пределах погрешностей совместимы с нулем.нализ динамической устойчивости показал, что при эксцентриситетах больше 0.02 система становится неустойчивой на временах уже порядка 2 тысяч лет, однако в случае круговых орбит устойчивость сохраняется и на временах свыше 6.4 млн. лет (109 оборотов внутренней планеты d). Устойчивость сохраняется в диапазоне наклонений орбит к лучу зрения от 20° до 90°, это означает, что истинные массы этих планет не могут более чем втрое превышать минимальные.
Система звезды Барнарда выглядит компактной и динамически холодной, в этом она схожа с планетными системами TRAPPIST-1 и YZ Ceti.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.08095
12 марта 2025
Суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика TOI-1453
Суперземли и мини-нептуны – самый распространенный тип планет, они встречаются повсеместно. К сожалению, в Солнечной системе таких планет нет, и мы лишены возможности вблизи изучить их прототип. Наблюдения за экзопланетами показывают, что суперземли и мини-нептуны отличаются большим разнообразием – среди них встречаются и лишенные атмосферы раскаленные аналоги Меркурия, и планеты, наполовину состоящие из воды и окутанные паровыми атмосферами, и воздушные рыхлые мини-нептуны. Важно измерять и радиус, и массу таких планет, это позволяет определить их среднюю плотность и оценить химический состав.
11 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли и мини-нептуна у древнего оранжевого карлика TOI-1453. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.
TOI-1453 удалена от нас на 78.89 ± 0.06 пк. Ее масса оценивается в 0.715 ± 0.035 солнечных масс, радиус – в 0.72 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 3.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-1453 достигает 12.0 +1.1/-3.8 млрд. лет.
На расстоянии 1.9 угловых секунд (~250 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M массой 0.24 ± 0.03 солнечных масс.
TOI-1453 попала на 14-17, 19-26, 40-41, 47, 49-54, 56-57, 59-60 и 73-76 сектора TESS (звезда расположена в созвездии Дракона недалеко от северного полюса эклиптики, где сектора перекрываются). Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 4.31352 и 6.58870 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.17 ± 0.06 и 2.22 ± 0.10 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массы планет, исследователи получили 100 измерений лучевой скорости TOI-1453 на HARPS-N.
Масса внутренней планеты TOI-1453 b формально равна 1.24 ± 0.66 масс Земли, но поскольку погрешность оказалась сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 2.32 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0466 ± 0.0012 а.е. (13.9 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 944 ± 18 К.
Масса внешней планеты TOI-1453 c составляет 2.95 ± 0.84 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.27 ± 0.08 г/куб.см. Это один из самых рыхлых мини-нептунов такой небольшой массы. Планета вращается на расстоянии 0.0619 ± 0.0015 а.е. (18.4 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 820 ± 16 К.
Планеты близки к резонансу 3:2, однако не находятся в нем. Вариации времени наступления транзитов не превышают 15 минут, что говорит о небольшом эксцентриситете орбит (меньше 0.15).
Планеты TOI-1453 b и TOI-1453 c (показаны красным и зеленым цветом и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и радиусом меньше 5 радиусов Земли. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, красной точечной линией показана модель планеты с атмосферой из водорода и гелия массой 2% полной массы планеты.TOI-1453 c будет непростой, но очень интересной целью для трансмиссионной спектроскопии на JWST как самый рыхлый из мини-нептунов, чья масса меньше 3 масс Земли.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.07529
9 марта 2025
В атмосфере газового гиганта WD 0806-661 b обнаружены метан, аммиак и водяной пар
Не слишком массивные звезды заканчивают свой жизненный путь в виде белых карликов – компактных и очень плотных «звездных огарков», в которых уже не идут ядерные реакции. Эти вырожденные звездные остатки тускло светят за счет накопленных запасов тепловой энергии, постепенно остывая. Доля белых карликов среди звезд Галактики оценивается в 3-10%.
Большинство белых карликов должно обладать планетными системами, однако до сих пор таких систем известно очень мало. Дело в том, что звезды этого типа очень неудобны для поисков рядом с ними планет: их диски очень малы, что делает транзитную конфигурацию крайне маловероятной, и в их спектрах отсутствуют тонкие линии, что не позволяет измерять их лучевые скорости с высокой точностью. О наличии планет у белых карликов можно судить по загрязнению их атмосфер тяжелыми элементами и по тепловому излучению пылевых дисков. Изредка удается находить наиболее массивные и горячие планеты на инфракрасных снимках.
Одна такая планета у белого карлика WD 0806-661 была представлена в 2011 году. Исследователи искали на снимках инфракрасного телескопа «Спитцер» слабые спутники близких звезд (коричневые карлики и массивные планеты). У WD 0806-661 такой спутник был найден на расстоянии 2500 а.е., физическую связь двух объектов удалось доказать по их общему собственному движению. Температура спутника составила всего 300-345 К! Массу объекта оценили в 6-9 масс Юпитера, опираясь на модели остывания массивных планет и возраст родительского белого карлика 2.0 ± 0.5 млрд. лет.
7 марта 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям WD 0806-661 b с помощью инструмента MIRI на борту JWST. 14 июля 2023 года авторы получили спектр планеты в диапазоне 5-12 мкм, а также сняли его фотометрию в лучах с длиной волны 12.8, 15, 18 и 21 мкм. Полученные данные они сравнили с моделями атмосфер коричневых карликов и массивных планет.
Эмиссионный спектр WD 0806-661 b в диапазоне 5-12 мкм и ее фотометрия на более длинных волнах (показана на врезке). Точками с барами ошибок показаны данные MIRI, сиреневой линией – наилучшая модель.Спектр планеты оказался схож со спектрами коричневых карликов спектрального класса Y0. В нем были обнаружены полосы метана, аммиака и водяного пара, а угарного и углекислого газов, напротив, найдено не было. Эффективная температура планеты составила 343 ± 11 К, ее радиус – 1.12 ± 0.07 радиусов Юпитера.
Хорошее качество спектра позволило восстановить температурный профиль атмосферы. На глубине, соответствующей давлению 1 бар, температура достигла 547 +39/-49 К, а на уровне 10-2 бар она упала до 118 +67/-57 К, после чего почти не менялась – при давлении 10-4 бар ее оценили в 154 ± 88 К. Содержание тяжелых элементов (под которым здесь понимается сумма кислорода, углерода и азота) оказалось немного меньше, чем на Солнце, а именно 0.74 +0.13/-0.09 относительно солнечного значения. Признаков наличия облаков не нашли, по крайней мере, выше давления ~3.2 бар атмосфера выглядит безоблачной.
Наиболее интригующим оказалось измерение массы WD 0806-661 b. Исследователи нашли, что она составляет всего 0.45-1.75 масс Юпитера. Это гораздо меньше предыдущих оценок (6-9 масс Юпитера).
Авторы предлагают два возможных решения этой проблемы. Или они сами неправильно посчитали массу планеты, не учтя дополнительные источники непрозрачности в атмосфере и/или возможные отклонения от термодинамического равновесия, или планета моложе своего белого карлика (например, если в результате катаклизма, выбросившего ее так далеко из своей планетной системы, она «омолодилась»). Если возраст планеты составляет 60-180 млн. лет (а не 2.0 ± 0.5 млрд. лет, как считалось раньше), то ее измеренная масса и температура придут в согласие с моделями.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2503.04531
5 марта 2025
Измерены массы 51 планеты, открытой миссией K2
В 2014-2018 годах в рамках расширенной миссии K2 «Кеплер» наблюдал участки неба вдоль эклиптики, снимая фотометрию выбранных звезд в течение девятнадцати 80-суточных наблюдательных кампаний. Это позволило обнаружить множество транзитных кандидатов у звезд, более ярких, чем большинство целевых звезд основной миссии «Кеплера». Яркость звезд делала возможным измерять массы транзитных планет методом лучевых скоростей. Это, в свою очередь, позволяет определять их среднюю плотность, а значит – оценивать химический состав.
10 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс 86(!) планет у 55 звезд, открытых миссией K2, с помощью спектрографов HIRES и APF. Также авторы воспользовались архивными измерениями, полученными другими спектрографами (HARPS, HARPS-N, PFS и др.) В итоге массы 32 планет были измерены с точностью лучше 5 сигма, массы 51 планеты – с точностью лучше 3 сигма, на массы остальных планет были наложены верхние пределы.
К сожалению, из-за ошибки верстки таблица со свойствами планет не уместилась на одной странице и была обрезана. Это мешает получить доступ к информации по всем 86 планетам. Поэтому таблицы со свойствами родительских звезд и планет, приведенные ниже, вынужденно включают только объекты, попавшие в видимую часть таблицы. Остается надеяться, что когда эта статья будет напечатана в рецензируемом журнале, таблица со свойствами планет будет опубликована полностью.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
*Светимость звезд оценена по формуле L = (Tstar/5772 K)4·(Rstar/Rsol)2Таблица 2. Свойства планет
*Транзит скользящий.
**Приведенные данные из статей первооткрывателей, потому что в данной работе массы этих планет измерить не удалось.
Планеты, представленные в новой статье (показаны оранжевыми значками) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты с определенной массой показаны кружками, планеты, на массу которых наложен верхний предел, показаны треугольниками. Размер кружков пропорционален точности определения массы.Авторы планируют продолжить измерения лучевых скоростей родительских звезд для выявления массивных не транзитных планет на широких орбитах (например, таких, как K2-73 c).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.04436
25 февраля 2025
TOI-6324 b: горячая земля на грани приливного разрушения
Среди всего многообразия экзопланет особое внимание привлекают аналоги нашей планеты – планеты земного типа. Однако из-за малой массы и размеров их обнаруживать сложнее всего. Земля наводит на Солнце колебания лучевой скорости с амплитудой 9 см в секунду, а глубина транзита Земли по диску Солнца составляет всего 84 ppm (миллионных долей). До сих пор надежное обнаружение планет земного типа у солнцеподобных звезд невозможно. Поэтому ученые ищут планеты земного типа у звезд красных карликов: из-за небольших размеров дисков красных карликов и их малой массы возможно обнаруживать небольшие планеты и транзитным методом, и методом лучевых скоростей.
25 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты земного типа у красного карлика TOI-6324. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. TOI-6324 b отличается уникально коротким орбитальным периодом, составляющим всего 6.7 часов, она вращается недалеко от предела Роша и сильно деформирована приливными силами.
TOI-6324 – поздний красный карлик, удаленный от нас на 20.559 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.27 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.29 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~116 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца.
TOI-6324 попала на 16-18, 24, 58 и 77-78 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.279221 ± 0.0000001 суток (6 часов 42 минуты) и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.06 ± 0.04 радиусов Земли. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 65 измерений лучевой скорости TOI-6324 с помощью спектрографа KPF, установленного на телескопе Кек I. Масса планеты оказалась равной 1.17 ± 0.22 масс Земли, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.17 ± 0.20 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1216 ± 60 К (в предположении альбедо, равного 0.1, и эффективного теплопереноса на ночную сторону).
Горячая земля TOI-6324 b (показана малиновым ромбом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой и радиусом меньше 2 радиусов Земли. Темно-фиолетовыми точками показаны планеты с ультракороткими периодами (меньше 1 суток), светло-фиолетовыми точками – планеты с периодами больше 1 суток. Сплошными голубыми и синими линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Пустым ромбом показаны размеры TOI-6324 b, при которых она испытала бы приливное разрушение.TOI-6324 b испытывает действие мощных приливных сил, ее фигура вытянута в направлении на звезду примерно на 5%. Также из-за быстрого вращения вокруг своей оси, синхронизованного с орбитальным движением, она сплюснута у полюсов. В итоге планета имеет форму трехосного эллипсоида.
Авторы изучили кривую блеска TOI-6324, полученную TESS, и обнаружили слабый вторичный минимум глубиной 42 ± 28 ppm. Достоверность этого открытия меньше 2 сигма, поэтому какие-либо выводы делать рано. Вместе с тем очевидно, что при наблюдениях не в оптическом (как TESS), а в инфракрасном диапазоне вторичный минимум легко может быть зафиксирован, что позволит измерить температуру дневного полушария TOI-6324 b. Так, по расчетам исследователей, глубина вторичного минимума в лучах с длиной волны 5-12 мкм (т.е. при наблюдениях с помощью инструмента MIRI на борту JWST) для планеты с нулевым альбедо достигнет 280 ppm. Температура подзвездной точки в этом случае может достигать 1824 К, что выше точки плавления многих горных пород, например, минерала перидотита (1390 К). Это говорит о том, что дневное полушарие TOI-6324 b может быть частично расплавлено.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.16087
21 февраля 2025
Измерена масса горячей суперземли TOI-512 b
Применение к одной и той же планете транзитного метода и метода лучевых скоростей позволяет измерить и радиус, и массу планеты, а значит – вычислить среднюю плотность и оценить химический состав. Именно поэтому астрономы стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Основным «поставщиком» транзитных кандидатов в настоящее время является миссия TESS. Для подтверждения планетной природы кандидатов и измерения их массы используют высокоточные спектрографы, в том числе самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO. Не все кандидаты оказываются планетами, некоторые источники транзитных сигналов имеют иную астрофизическую природу.
21 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух транзитных кандидатов у оранжевого карлика TOI-512. Один из кандидатов оказался планетой, а другой – ложнопозитивом.
TOI-512 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 67.20 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.89 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 55.3 ± 0.7% светимости Солнца. Звезда отличается древним (хотя плохо определенным) возрастом 8.2 ± 4.4 млрд. лет.
TOI-512 попала на 6, 7 и 33 сектора TESS. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил на кривой блеска звезды два транзитных сигнала с периодами 7.189 и 20.275 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом ~1.58 и ~1.74 радиусов Земли. Чтобы измерить массы кандидатов, авторы получили 37 измерений лучевой скорости TOI-512 с помощью ESPRESSO, а также самостоятельно обработали ее кривую блеска.
Что же оказалось?
Ни фотометрия, ни метод лучевых скоростей не подтвердили наличия внешней планеты. Радиус внутренней планеты оказался равным 1.54 ± 0.10 радиусов Земли, масса – 3.57 ± 0.55 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 +1.6/-1.3 г/куб.см. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.066 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура достигает 1009 ± 29 К.
Суперземля TOI-512 b (показана зеленым пятиугольником и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветные пунктирные и точечные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, синяя и голубая точечные линии соответствуют модели железокаменного ядра, окруженного атмосферой из водяного пара массой 0.2% и 1% полной массы планеты.На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-512 b лежит примерно на линии силикатов. Это означает, что планета может обладать маленьким ядром без существенной атмосферы и состоять преимущественно из силикатов, но гораздо вероятнее, что доля железа в ее составе близка к земной (~33%), при этом планета окружена плотной протяженной атмосферой из водяного пара и/или углекислого газа массой около 1%.
К сожалению, ожидаемая метрика трансмиссионного спектра у TOI-512 b слишком мала, поэтому для изучения атмосферы этой планеты придется подождать ввода в строй инструментов следующего поколения, например, спектрографа ANDES.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.14472
18 февраля 2025
Эксцентричный гигант у высокометалличного красного карлика GJ 2126
Планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца по близким к круговым орбитам (средний эксцентриситет орбит восьми классических планет равен 0.06, максимальный – у Меркурия: 0.206). Однако планеты у других звезд часто находятся на резко эксцентричных орбитах. Известны экзопланеты-гиганты, чей эксцентриситет превышает 0.9! Считается, что такие орбиты планеты приобретают в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия с удаленным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова.
18 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию уникальной планеты-гиганта у красного карлика GJ 2126. Планеты-гиганты у красных карликов редки и сами по себе, но GJ 2126 b отличается еще и своей необычной орбитой. Эксцентриситет орбиты гиганта достигает 0.85 ± 0.01!
GJ 2126 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 38.13 ± 0.12 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно всемеро меньше солнечной. При такой массе и светимости звезда должна быть оранжевым карликом, но она выглядит «красной» из-за уникально высокого содержания тяжелых элементов – их в 4 раза больше, чем на Солнце.
Авторы проанализировали 112 измерений лучевой скорости GJ 2126, полученных на спектрографе HARPS за 15 лет (с 2004 по 2019 год) со средней погрешностью 1.9 м/с. Лучевая скорость звезды продемонстрировала хорошо заметное колебание с периодом 272.7 ± 0.1 суток, форма которого говорила о планете на эксцентричной орбите. Минимальная масса планеты достигает 1.3 ± 0.2 масс Юпитера, большая полуось орбиты составила 0.71 ± 0.03 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.11 а.е. в перицентре до ~1.31 а.е. в апоцентре, а температурный режим – от температурного режима немного горячее Меркурия до температурного режима Главного пояса астероидов.
Авторы предположили, что GJ 2126 b оказалась на своей текущей орбите в результате планет-планетного рассеяния, причем второй участник этого события упал на звезду, чем и объясняется ее высокая металличность. Взаимодействие с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова менее вероятно, потому что по текущим данным астрометрической миссии «Гайя» GJ 2126 является одиночной звездой. Впрочем, возможно, темного компаньона (коричневого карлика или массивную планету-гигант) удастся обнаружить после новых релизов данных «Гайи» в 2026-2030 годах.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.11139
13 февраля 2025
TIC 88785435 b: планета у звезды возрастом 16 миллионов лет
Для лучшего понимания процессов формирования и эволюции планетных систем необходимо изучать планеты разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно важно изучать молодые системы, потому что многие важные процессы происходят в первые сотни и даже десятки миллионов лет. Очень молодые звезды и протозвезды образуют рассеянные скопления и OB ассоциации, и именно там следует искать самые молодые планеты.
6 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у очень молодой звезды TIC 88785435, являющейся членом OB ассоциации Скорпиона-Центавра. Планета была обнаружена TESS и прошла стандартную процедуру валидации. Родительская звезда еще не «села» на главную последовательность и продолжает сжиматься, ее возраст составляет всего 16 ± 1.6 млн. лет.
TIC 88785435 удалена от нас на 122.08 ± 0.25 пк. Ее спектральный класс – K7 V, масса оценивается в 0.72 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.91 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 5.2 раза меньше солнечной.
TIC 88785435 попала на 11, 38 и 65 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 10.50884 ± 0.00004 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 5.03 ± 0.21 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы этого объекта не превышает 1.4·10-4. TIC 88785435 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0843 ± 0.0007 а.е. (19.9 ± 0.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.13 ± 0.06, ее эффективная температура составляет 635 ± 16 К.
TIC 88785435 b является одной из наиболее прохладных планет возрастом меньше 30 млн. лет, известных на сегодняшний день. Она представляет большой интерес для дальнейшего изучения методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.00576
11 февраля 2025
Две планеты у оранжевого карлика GJ 9048 (KOBE-1)
В отличие от транзитного метода, метод лучевых скоростей не требует особой геометрической конфигурации, вероятность которой быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой. В поисках сравнительно удаленных от звезды прохладных планет, например, находящихся в обитаемой зоне, метод лучевых скоростей не имеет конкурентов. В качестве целей особый интерес представляют близкие и относительно яркие красные и оранжевые карлики, поскольку у звезд небольшой массы легче обнаруживать маломассивные планеты. Так, для поиска планет у оранжевых карликов был организован обзор KOBE (K-dwarfs Orbited By habitable Exoplanets = Обитаемые экзопланеты, вращающиеся вокруг K-карликов), в рамках которого измерялись лучевые скорости пятидесяти поздних оранжевых карликов с помощью спектрографа CARMENES.
4 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная первым успехам обзора KOBE. У позднего оранжевого карлика GJ 9048 были обнаружены два мини-нептуна, один из которых, возможно, является транзитным.
GJ 9048 (HIP 5957, KOBE-1) – оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 23.88 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 10 раз меньше солнечной. За три года авторы получили 99 измерений лучевой скорости GJ 9048, из которых 17 были исключены из рассмотрения из-за плохого качества.
Лучевая скорость звезды продемонстрировала два синусоидальных колебания, соответствующих планетам с орбитальными периодами 8.540 ± 0.004 и 29.67 ± 0.05 суток и минимальными массами 8.8 ± 0.8 и 12.4 ± 1.1 масс Земли, соответственно. Орбиты обеих планет близки к круговым. Планеты вращаются на расстоянии 0.0701 ± 0.0004 и 0.1607 ± 0.0010 а.е. от своей звезды, их эффективные температуры составляют 594 ± 5 К и 393 ± 4 К.
Звезда GJ 9048 попала на 17 и 57 сектора TESS. Транзитов планеты b не обнаружено, но на 17 секторе удалось зафиксировать намек на единичное транзитное событие, меньше чем на 1 сигма отстоящее от ожидаемого времени транзита планеты c. Глубина транзита соответствует планете радиусом 1.69 ± 0.12 радиусов Земли. Если обнаруженная деталь на кривой блеска звезды действительно вызвана транзитом планеты c, ее средняя плотность оказывается более чем вдвое больше средней плотности Земли, что возможно, если она образовалась в результате катастрофического столкновения двух планет с полной потерей водородно-гелиевых оболочек и большей части воды. Возможно, впрочем, что транзит скользящий, тогда радиус планеты может быть больше. В любом случае, необходимы дополнительные фотометрические наблюдения, например, с помощью спутника ChEOPS.
Диаграмма «Масса – Радиус» для известных транзитных экзопланет с измеренной массой. Минимальные массы планет b и c показаны голубой и зеленой вертикальными полосами. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, синей сплошной линией показаны супер-Меркурии (массовая доля ядра 70%), серой пунктирной линией – результат ударного столкновения планет. Красными штрихпунктирной и точечной линиями показаны супер-Ганимеды с долей воды 40% при температуре 400 К и 600 К. Темно-зеленым прямоугольником показано положение планеты c, если ее транзит подтвердится.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2502.01249
10 февраля 2025
Атмосфера планеты L 98-59 b состоит из сернистого газа
Три небольшие транзитные планеты у красного карлика L 98-59 были представлены в 2019 году. Их обнаружила TESS при наблюдениях второго сектора. После ряда уточнений радиусы планет оцениваются в 0.85 ± 0.06, 1.34 ± 0.07 и 1.58 ± 0.08 радиусов Земли, а их орбитальные периоды – в 2.25, 3.69 и 7.45 суток, соответственно. Вскоре массы второй и третьей планет измерили методом лучевых скоростей, но масса первой, самой маленькой, долго не давалась ученым. Ее удалось измерить только с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO – она составила всего 0.40 ± 0.16 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.6 ± 1.5 г/куб.см, сравнимой со средней плотностью Марса. Эффективная температура планеты b достигает 627 ± 36 К.
Относительная яркость родительской звезды (+7.93 в полосе J) и небольшие размеры звездного диска делают эту систему прекрасной целью для изучения свойств атмосфер планет методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. В сентябре 2024 года у планеты d обнаружили атмосферу, включающую серосодержащие газы (правда, пока неизвестно, какие именно). Трансмиссионный спектр планеты c выглядит плоским, что исключило атмосферу с содержанием тяжелых элементов меньше 300 относительно солнечного значения. И вот, наконец, дошла очередь и до планеты b: 3 февраля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная наблюдениям четырех транзитов с помощью спектрографа NIRSpec на борту JWST. С достоверностью 3.6 сигма L98-59 b окружена атмосферой из сернистого газа, что может быть следствием бурной вулканической активности.
NIRSpec/JWST наблюдал L98-59 b 30 января, 3, 6 и 19 февраля 2024 года в лучах с длиной волны от 2.7 до 5.2 мкм. Авторы обработали полученные данные несколькими разными алгоритмами, чтобы избежать возможной систематической ошибки.
Вверху: составной трансмиссионный спектр планеты L98-59 b. Белыми точками с черными барами ошибок показаны данные NIRSpec, белыми точками с синими барами ошибок – данные «Хаббла», оранжевой линией показана наилучшая модель. Внизу показано содержание различных примесей в атмосфере L98-59 b, согласующееся с полученным трансмиссионным спектром. По всей видимости, главным компонентом атмосферы L98-59 b является сернистый газ.Трансмиссионный спектр L 98-59 b свидетельствует о наличии атмосферы, состоящей в основном из сернистого газа. Достоверность наличия атмосферы достигает 3.6 сигма. Количество азота, метана и сероводорода остается неопределенным, но эти газы также могут входить в состав атмосферы. Давление у поверхности плохо определено. Оно точно превышает 0.01 миллибар, но может достигать и 1 бар.
Близость к звезде и небольшая масса планеты приводят к высоким темпам потери атмосферы, достигающим 10 бар за 10 млн. лет. Авторы отмечают, что атмосфера может находиться в равновесии между оттоком и пополнением через дегазацию мантии. Оценив темпы потери атмосферы в 200 тонн в секунду, они нашли, что равновесие будет достигнуто при извержении 1-2 млн. тонн лавы ежесекундно (при земном содержании в ней растворенных газов), что в ~8 раз больше среднего темпа извержений на Ио. Таким образом, L98-59 b предстает перед нами планетой, охваченной бурными вулканическими извержениями. Возможно, ее недра почти полностью расплавлены.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.18680
7 февраля 2025
Два транзитных мини-нептуна у красного карлика TOI-904, один с температурным режимом Марса
Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных экзопланет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Однако постепенно растет и количество относительно прохладных транзитных планет с периодами свыше 25 суток. Особенно интересны такие планеты у красных карликов, потому что для них возможно изучение свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии силами уже существующих инструментов, например, JWST.
В конце декабря 2023 года в журнале The Astrophysical Journal Letters (а 31 января 2025 года – и в Архиве электронных препринтов) вышла статья, посвященная открытию двух транзитных планет у красного карлика TOI-904. Обе планеты были обнаружены TESS и прошли процедуру валидации. Внешняя планета является самой долгопериодической и прохладной транзитной планетой у красного карлика из всех, обнаруженных TESS.
TOI-904 – ранний красный карлик, удаленный от нас на 46.09 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.56 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.53 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 19.6 раз меньше солнечной. Возраст звезды, оцененный разными методами, составляет 1.5 ± 0.2 или 0.8 ± 0.1 млрд. лет, т.е. звезда достаточно молода.
TOI-904 попала на 12-13, 27, 38-39 и 61 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 10.8772 ± 0.0003 и 83.9997 ± 0.0007 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 2.43 ± 0.16 и 2.17 ± 0.13 радиусов Земли, соответственно. Правда, сначала произошла путаница, и единственный транзит планеты c спутали с одним из транзитов планеты b, но после получения фотометрии 39 сектора убедились, что планет две. Всего зафиксировано 15 транзитов планеты b и 4 транзита планеты c.
Система прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы убедиться в планетной природе транзитных кандидатов и оценить их массу, авторы получили 5 измерений лучевой скорости TOI-904 с помощью спектрографа CORALIE. Конечно, это слишком мало для измерения масс планет, были получены только верхние пределы в 174 и 244 масс Земли для планет b и c, соответственно.
Массы планет в системе TOI-904 могут быть точно измерены спектрографом ESPRESSO. Ожидается, что, в зависимости от химического состава, они могут быть равны 3-13 масс Земли.
Из-за яркости родительской звезды (+9.6 в полосе J) обе планеты будут хорошей целью для JWST, особенно интересна прохладная TOI-904 c.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2310.15118
2 февраля 2025
У близкой звезды 82 Эридана обнаружен мини-нептун в обитаемой зоне
Метод лучевых скоростей – один из наиболее плодотворных методов поиска экзопланет, к настоящему времени с его помощью обнаружено свыше тысячи планет. Для него не нужна маловероятная геометрическая конфигурация, как для транзитного метода. Однако колебания лучевой скорости звезды могут быть вызваны не только гравитационным влиянием планет, но и собственной активностью звезды. Для подтверждения планетной природы этих колебаний нужны долгие и плотные ряды измерений и фотометрические наблюдения.
3-планетная система 82 Эридана (HD 20794) была представлена в 2011 году. Получив 187 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS, астрономы обнаружили у нее планеты с орбитальными периодами 18.3, 40.1 и 90.3 суток и минимальными массами 2.7, 2.4 и 4.8 масс Земли, соответственно. Орбиты всех трех планет были близки к круговым.
82 Эридана – одна из ближайших к Солнцу звезд, она удалена от нас всего на 6.041 ± 0.003 пк и видна невооруженным глазом. Ничего удивительного, что ее наблюдения были продолжены, в том числе и другими научными коллективами. Вскоре ученые усомнились в планетной природе 40-суточного колебания. С 2017 по 2023 год вышло несколько работ, где различные авторы находили в данных колебания с периодами ~147, ~331, ~645 и 549-733 суток, однако планетная природа этих колебаний оставалась под вопросом.
Наконец, в январском номере журнала Astronomy&Astrophysics, а 29 января 2025 года – и в Архиве электронных препринтов, вышла новая статья, посвященная уточнению параметров планетной системы 82 Эридана. С октября 2018 года по март 2023 года авторы получили 695 замеров лучевой скорости звезды на самом точном на сегодняшний день спектрографе ESPRESSO с инструментальной погрешностью 0.1 м/с(!). Также они проанализировали кривую блеска, полученную TESS, и учли более ранние измерения на HARPS. Полное время наблюдений родительской звезды превысило 20 лет.
Что же оказалось?
Фотометрия, собранная TESS, позволила определить период вращения 82 Эридана вокруг своей оси – 38.8 ± 2.6 суток. Это означает, что 40-суточное колебание действительно имеет не планетную природу. Авторы легко подтвердили наличие RV-сигналов с периодами 18.3 и 90 суток, а также нашли еще один сигнал с периодом ~645 суток. С учетом последнего, на данный момент система 82 Эридана выглядит так.
Минимальная масса m sin i самой внутренней планеты b составляет 2.15 ± 0.17 масс Земли. Эта суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13) на среднем расстоянии 0.1257 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 18.314 ± 0.002 суток.
Минимальная масса второй планеты (авторы присвоили ей букву c вместо d, поскольку планеты с 40-суточным периодом не существует) оценивается в 3.0 ± 0.3 масс Земли. Она вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.16) на среднем расстоянии 0.3625 ± 0.0016 а.е., ее орбитальный период составляет 89.7 ± 0.1 суток. Температурный режим планеты c примерно соответствует температурному режиму Меркурия.
В отличие от орбит внутренних планет орбита внешней планеты d отличается высоким эксцентриситетом, достигающим 0.45 ± 0.11. Минимальная масса планеты d оценивается в 5.8 ± 0.6 масс Земли, почти наверняка это мини-нептун. Планета вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 1.354 ± 0.007 а. и делает один оборот за 647.6 ± 2.7 суток, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.745 а.е. в перицентре до 1.963 а.е. в апоцентре, а температурный режим – от температурного режима Земли до температурного режима Главного пояса астероидов. Хотя планета d большую часть своей орбиты проводит в обитаемой зоне, крайне маловероятно, что она является потенциально обитаемой из-за почти гарантированного наличия протяженной водородно-гелиевой атмосферы, создающей мощный парниковый эффект.
Авторы отметили, что они не нашли в данных, полученных ESPRESSO, каких-либо свидетельств наличия планеты с периодом ~147 суток, а также газовых гигантов. Таким образом, строение системы 82 Эридана отличается от строения Солнечной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.17092
27 января 2025
Альбедо западной части дневного полушария LTT 9779 b больше, чем восточной
Измерение фазовой кривой (зависимость полного блеска системы звезда+планета от орбитальной фазы планеты) позволяет измерить температуру и/или альбедо дневного полушария и температурный контраст между полушариями. Если удается получить данные высокого качества, можно даже обнаружить вариации яркости и/или температуры по диску планеты.
27 января 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению фазовой кривой горячего нептуна LTT 9779 b с помощью инструмента NIRISS на борту JWST. Авторы в течение почти 22 часов измеряли полный блеск системы в 33 спектральных каналах в диапазоне от 0.6 до 2.85 мкм, захватив и транзит, и вторичный минимум. Это позволило не только измерить температуру дневного полушария LTT 9779 b и его альбедо, но и показать, что западная часть видимого диска планеты ярче в видимых лучах, чем восточная.
Горячий нептун LTT 9779 b был представлен в сентябре 2020 года. Его масса оценивается в 29.3 ± 0.8 масс Земли, радиус – в 4.7 ± 0.2 радиусов Земли, орбитальный период составляет всего 0.792 суток (19 часов). Планета вращается на расстоянии 3.9 звездных радиусов от солнцеподобной звезды спектрального класса G7 V, ее эффективная температура достигает 1978 ± 19 К.
В июле 2023 года были опубликованы результаты наблюдений вторичного минимума LTT 9779 b на спутнике ChEOPS. Глубина вторичного минимума соответствовала очень высокому альбедо планеты, 0.80 +0.10/-0.17, что сравнимо с альбедо Венеры. Впрочем, исследователи не учли вклад собственного теплового излучения LTT 9779 b, которое на волнах больше 1 мкм должно быть значительным.
Широкий диапазон NIRISS позволил захватить и участок видимого диапазона, и инфракрасные лучи, где излучение раскаленной планеты наиболее интенсивно. Температура дневного полушария оказалась равной 2260 ± 50 К, при этом температура ночного полушария не превышает 1330 К, что говорит о низкой эффективности теплопереноса на ночную сторону. Усредненное альбедо в лучах с длиной волны 0.6-1.0 мкм, где вклад теплового излучения мал, составило 0.50 ± 0.07, при этом альбедо западной части диска достигает 0.79 ± 0.15, а восточной части – уменьшается до 0.41 ± 0.10. В целом отражательная способность планеты сравнима с отражательной способностью Сатурна или Урана.
Карта отражательной способности LTT 9779 b в видимых лучах в зависимости от долготы (внизу слева) и карта теплового излучения (внизу справа). Вверху слева и вверху справа показаны измеренные фазовые зависимости отраженного и теплового излучения планеты в сравнении с различными моделями.Скорее всего, облака на LTT 9779 b состоят из силикатов магния, MgSiO3 и/или Mg2SiO4. Они формируются над ночным полушарием и атмосферными потоками переносятся на дневную сторону, где постепенно испаряются и рассеиваются. Достоверность различия в альбедо между западной и восточной частями видимого диска планеты достигает 3.1 сигма.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.14016
20 января 2025
У яркой звезды HD 23074 (TOI-6054) открыты два транзитных мини-нептуна в резонансе 5:3
Мини-нептунами называют планеты с радиусами от 1.8 до 4 радиусов Земли. Это очень распространенный тип планет, они встречаются повсеместно. Средней плотности этих планет отвечает несколько вариантов химического состава – от железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой, до водного мира, где вода составляет значительную долю массы планеты, а водорода нет или очень мало. Разумеется, допустимы и четырехслойные модели, в которых железокаменное ядро планеты окружено водной мантией и протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Чтобы определить химический состав таких планет, необходимо изучать их атмосферы методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Пока это было сделано всего для 5 мини-нептунов, и состав их атмосфер продемонстрировал большое разнообразие.
17 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух мини-нептунов у звезды HD 23074. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа NEID.
HD 23074 (TOI-6054) – яркая звезда спектрального класса F9 IV (по другим данным G0), удаленная от нас на 78.73 ± 0.12 пк. Ее масса оценивается в 1.11 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.66 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость в 3.33 ± 0.14 раз превышает солнечную. Звезда завершает свое пребывание на главной последовательности и примерно через 500 млн. лет превратится в красный гигант, ее возраст достигает 6.0 ± 1.1 млрд. лет.
Звезда попала на 19 и 59 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 7.501 и 12.564 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.65 ± 0.15 и 2.81 ± 0.18 радиусов Земли, соответственно. Чтобы измерить их массы, было получено 29 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью NEID со средней погрешностью единичного измерения 1.6 м/с.
Масса планеты b оказалась равной 12.4 ± 1.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.65 +0.86/-0.71 г/куб.см. Этот мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.076 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.06, его эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) достигает 1360 ± 35 К.
Масса планеты c cоставляет 9.2 ± 2.0 масс Земли, что соответствует средней плотности 2.27 +0.73/-0.60 г/куб.см. Орбита второй планеты еще эксцентричнее первой – ее эксцентриситет достигает 0.33 ± 0.08, большая полуось орбиты равна 0.108 ± 0.007 а.е. Эффективная температура планеты c оценивается в 1144 ± 29 К.
Планеты очень близки к орбитальному резонансу 5:3. Отклонение моментов транзитов обеих планет от строгой периодичности может достигать получаса, однако данных пока недостаточно, чтобы делать определенные выводы (зафиксировано только 8 транзитов планеты b и 4 транзита планеты c). Пребывание в резонансе делает систему устойчивой несмотря на то, что орбиты планет выглядят пересекающимися.
Планеты HD 23074 b и HD 23074 c (показаны голубой и фиолетовой точками с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли и массами меньше 15 масс Земли. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, зеленой линией показана модель с железокаменным ядром и водородной атмосферой массой 2% полной массы планеты. Синей и голубой линиями показаны модели с массовой долей воды 60% и 40% без существенной водородной атмосферы.Состав обеих планет пока неизвестен. Они могут быть железокаменными суперземлями, окруженными водородно-гелиевыми оболочками массой 1.4% и 2.5% полной массы планеты, а могут состоять из горных пород и воды без существенной доли водорода, в последнем случае доля воды составит 37% и 60% для планет b и c, соответственно. Различить эти две возможности можно, наблюдая транзиты планет в линии гелия 1083 нм. В случае, если планеты сохранили первичные атмосферы, они должны интенсивно терять гелий, что будет выглядеть как увеличение видимого радиуса планет при наблюдениях в лучах с длиной волны 1083 нм. Эти наблюдения можно провести с наземных телескопов, не тратя дефицитное время JWST.
Авторы также планируют продолжить измерения лучевой скорости родительской звезды, чтобы уточнить массы транзитных планет и поискать возможные не транзитные планеты в этой системе.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.09095
17 января 2025
Распространенность аналогов Солнечной системы достигает 30%
Внесолнечная планетология демонстрирует нам не только огромное разнообразие экзопланет, но и планетных систем в целом. Планетные системы могут быть очень плоские и «взболтанные», орбиты планет – почти круговые и резко эксцентричные, соседние планеты могут формировать цепочки орбитальных резонансов, а могут разделяться широкими промежутками. Расположение небольших планет (мини-нептунов и суперземель) и газовых гигантов тоже различается в разных системах: как правило, «горячие юпитеры одиноки», а в системах с теплыми юпитерами нередки небольшие планеты на тесных орбитах. Еще не решен вопрос и об аналогах Солнечной системы – насколько распространены планетные системы знакомой нам архитектуры, и не является ли Солнечная система уникальной?
Известно, что распространенность газовых гигантов у солнцеподобных звезд составляет 16 ± 2%. Это означает, что только примерно одна солнцеподобная звезда из шести может похвастаться наличием планеты типа Юпитера. Однако появляются данные, что наличие у звезды небольших планет на тесных орбитах увеличивает вероятность обнаружить газовые гиганты на широких орбитах почти вдвое. Разные авторы приводят разные оценки этой вероятности: ~30%, 39 ± 7%, 41 ± 15%, 39 ± 12%. Похожее строение имеет и Солнечная система – газовые гиганты Юпитер и Сатурн находятся на широких орбитах, а маленькие планеты земного типа – на более тесных.
14 января 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная поискам долгопериодических планет-гигантов у звезд, у которых TESS обнаружила небольшие планеты. Авторы отобрали 47 мало активных медленно вращающихся звезд с массами от 0.5 до 1.5 солнечных масс и температурой фотосферы меньше 6250 К, имеющих транзитные планеты с радиусами 1-6 радиусов Земли. Исследователи измеряли лучевые скорости этих звезд преимущественно с помощью спектрографа HIRES, а также Levy, получив в среднем по 37 (но не меньше 25) измерений на одну звезду в течение 1109 суток (или примерно трех лет). Они искали колебания лучевой скорости, которые могли вызывать планеты-гиганты, или линейный и/или квадратичный дрейф лучевой скорости, вызванный объектами на очень широких орбитах.
В итоге было найдено 6 долгопериодических планет-гигантов (из них 4 были известны ранее или недавно открыты другими научными коллективами, две – обнаружены авторами статьи два года назад), а 6 звезд продемонстрировали дополнительный дрейф лучевой скорости. Поскольку этот дрейф может быть вызван как планетами-гигантами, так и более тяжелыми объектами – коричневыми карликами и маломассивными звездами, исследователи оценили распространенность планет с массами от 0.2 до 12.5 масс Юпитера и большими полуосями орбит от 1 до 10 а.е. в 30 +14/-12% – при условии, что у родительской звезды есть хотя бы одна планета радиусом 1-4 радиусов Земли и периодом меньше 10 суток. Как можно видеть, эта оценка в пределах погрешностей согласуется с оценками других авторов.
Авторы пришли к выводу, что планетные системы с таким строением (небольшие планеты вблизи звезды, планеты-гиганты на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом) возникают в результате эволюции невозмущенных или мало возмущенных (динамически холодных) протопланетных дисков.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.06342
15 января 2025
TOI-5108 b и TOI 5786 b: еще два субсатурна от TESS
Субсатурнами принято называть планеты, промежуточные по своим свойствам между свойствами Нептуна и Сатурна, т.е. с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли и массами примерно от 20 до 80 масс Земли. Все они окружены водородно-гелиевыми оболочками, масса которых может варьироваться в широких пределах. Если массовая доля водородной оболочки превышает 50%, планета считается легким газовым гигантом, в противном случае – тяжелым нептуном.
8 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению еще двух субсатурнов TOI-5108 b и TOI 5786 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов MaHPS, SOPHIE и TRES.
TOI-5108 – солнцеподобная звезда немного ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость на 70% больше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5108 достигает 5.8 ± 1.0 млрд. лет, она удалена от нас на 131.1 ± 0.6 пк.
При радиусе 6.6 ± 0.1 радиусов Земли масса TOI-5108 b составляет 32 ± 5 масс Земли (0.101 ± 0.016 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 0.60 ± 0.09 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.073 ± 0.004 а.е. и делает один оборот за 6.75358 суток. Эффективная температура TOI-5108 b достигает 1180 ± 40 К.
TOI-5786 еще ярче и горячее: ее спектральный класс F7 V. Масса звезды составляет 1.23 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 1.36 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза больше солнечной. Возраст звезды оценивается в 2.5 ± 0.7 млрд. лет.
На расстоянии 1.03 ± 0.01 угловых секунд (199.6 ± 2.1 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M5 V. Система удалена от нас на 193.8 ± 0.5 пк.
Кривая блеска TOI-5786 продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 6.99841 ± 0.00002 и 12.77911 ± 0.00002 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.83 ± 0.16 и 8.54 ± 0.13 радиусов Земли, соответственно. Измерения лучевой скорости звезды позволили определить только массу внешней планеты – она оказалась равной 73 ± 9 масс Земли (0.23 ± 0.03 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 0.64 ± 0.08 г/куб.см. На массу внутренней планеты был наложен верхний предел в 36 масс Земли, ее эффективная температура – 1260 ± 40 К.
Сравнение с моделями планет-гигантов показало, что массовая доля водородно-гелиевой оболочки в составе TOI-5108 b составляет 38%, а в составе TOI-5786 b – 74%. По формальным признакам первая планета является тяжелым нептуном, а вторая – легким газовым гигантом. Для определения массы внутренней планеты TOI-5786 c нужны наблюдения с помощью спектрографов, более точных, чем SOPHIE или MaHPS.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.03803
11 января 2025
TOI-1295 b, TOI-2580 b, TOI-6016 b и TOI-6130 b: горячие юпитеры у ярких F-звезд
Открытия горячих юпитеров давно стало рутиной. Для обнаружения планет этого типа не нужно ни мощных телескопов, ни очень чувствительных спектрографов, их открывают и транзитным методом, и методом лучевых скоростей. К настоящему моменту количество известных горячих юпитеров превысило шесть сотен и продолжает увеличиваться практически еженедельно. Это достаточно большое количество для обнаружения статистических закономерностей и лучшего понимания процессов формирования и эволюции планет-гигантов.
9 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще четырех транзитных горячих юпитеров. Все они были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Для измерения масс всех 4 планет использовался новый спектрограф MaHPS, установленный на 2.1-метровом телескопе обсерватории Вендельштейн в Германии. Для измерения масс TOI-2580 b и TOI-6016 b также использовались архивные измерения спектрографов NEID и TRES.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Новые планеты (показаны цветными иксами) на диаграмме «Радиус – Масса» среди других транзитных экзопланет-гигантов. Обычно оси задаются наоборот: по оси абсцисс масса, по оси ординат радиус.Как можно видеть, из-за высоких температур все планеты раздуты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.04383
10 января 2025
Измерена масса субсатурна TOI-6038A b
Субсатурнами называют планеты, промежуточные по своим свойствам между свойствами Нептуна и Сатурна, т.е. с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли и массами примерно от 20 до 80 масс Земли. В Солнечной системе таких планет нет. По своим физическим свойствам субсатурны могут быть тяжелыми нептунами, легкими газовыми гигантами или чем-то промежуточным. Границу между этими типами планет принято проводить по массовой доле водородно-гелиевой оболочки: если она больше 50%, то планета считается газовым гигантом, в противном случае – нептуном.
7 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию субсатурна у главного компонента широкой пары TOI-6038A. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PARAS-2, недавно установленного на 2.5-метровом телескопе обсерватории на горе Абу в Индии.
TOI-6038A (TIC 194736418) – звезда позднего F-класса, удаленная от нас на 177.2 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 1.29 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.65 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 3.4 ± 0.3 раза больше светимости Солнца. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 3.65 ± 0.9 млрд. лет.
На расстоянии 17.87 угловых секунд (3217 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон TIC 194736419 спектрального класса K со светимостью примерно вдвое меньше солнечной.
TOI-6038 попала на 18 и 58 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 5.82673 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 6.4 ± 0.2 радиуса Земли. Для определения радиуса планеты исследователи учли световое загрязнение, создаваемое компаньоном (обе звезды попадают на один пиксель матрицы TESS).
Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 29 измерений лучевой скорости звезды на PARAS-2 со средней погрешностью 8.3 м/с. Масса TOI-6038A b оказалась равной 78.5 ± 9.9 масс Земли (0.25 ± 0.03 масс Юпитера), что соответствует средней плотности 1.62 ± 0.24 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.069 ± 0.001 а.е. (9 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 1439 ± 25 К.
Планета TOI-6038A b (подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой и эффективной температурой от 500 до 2000 К. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена в левой части графика. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, пунктирной черной линией показана линия равной плотности 1.62 г/куб.см. Бледно-розовой полосой показана область субсатурнов. Для сравнения приведены также Уран, Нептун и Сатурн (показаны черными кружками).Сравнение параметров TOI-6038A b с моделями показало, что доля тяжелых элементов в ее составе достигает 74 ± 10%, т.е. перед нами тяжелый нептун. На водородно-гелиевую оболочку приходится около 26% массы, но ~86% объема, протяженность оболочки оценивается в 3.07 ± 0.28 радиуса Земли, т.е. около половины радиуса планеты.
Авторы обсудили, как TOI-6038A b могла оказаться на своей текущей орбите. Наличие звездного компаньона намекает на то, что планета могла мигрировать внутрь системы в результате высокоэксцентричной миграции с дальнейшим скруглением орбиты приливными силами. Однако характерное время скругления примерно равно возрасту системы, при этом орбита выглядит круговой. Быть может, планета перешла на тесную орбиту путем спокойной миграции в протопланетном диске? Ответ на этот вопрос можно получить, измерив наклонение плоскости орбиты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина, амплитуда которого ожидается равной 7 м/с. Возможно, это будет сделано в ближайшее время.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.02272
7 января 2025
В атмосфере планеты GJ 504 b обнаружен аммиак
Планета-гигант GJ 504 b была обнаружена на инфракрасных снимках телескопа Субару в 2013 году. До сих пор это одна из самых прохладных планет, для которых получены прямые изображения, ее эффективная температура близка к 500 К. Сравнение блеска планеты в различных полосах инфракрасного диапазона показало, что планета практически лишена облаков, а в ее атмосфере присутствует метан. Расстояние между планетой и звездой достигает 44.4 ± 0.7 а.е. (в проекции на небесную сферу), т.е. она по меньшей мере в полтора раза дальше от своей звезды, чем Нептун от Солнца. Это означает, что орбитальный период планеты достигает сотен лет, что затрудняет измерение ее массы методом лучевых скоростей. В зависимости от принятого возраста масса GJ 504 b может составлять от 1.3 +0.6/-0.3 масс Юпитера (при возрасте 21 ± 2 млн. лет) до 23.3 ± 10 масс Юпитера (при возрасте 4.0 ± 1.8 млрд. лет).
3 января 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям GJ 504 b с помощью инструмента MIRI на борту JWST. Наблюдения проводились 4 июля 2023 года с применением коронографа в трех фильтрах F1065C, F1140C и F1550C, т.е. в лучах с длиной волны 10.6, 11.3 и 15.5 мкм.
Изображение планеты GJ 504 b (на левом рисунке подписана), полученное MIRI/JWST в фильтрах F1065C, F1140C и F1550C. Положение родительской звезды показано зеленой звездой, ее излучение погашено коронографом.Измерение блеска GJ 504 b в разных спектральных полосах позволило уточнить ее эффективную температуру (512 ± 10 К) и радиус (1.08 ± 0.04 радиусов Юпитера). Содержание тяжелых элементов в ~3.5 раза превышает солнечное значение. Относительно меньший блеск планеты в лучах с длиной волны ~10.6 мкм вызван поглощением в спектральной полосе аммиака, который обнаружен с достоверностью 12.5 сигма. Это первое надежное обнаружение аммиака в атмосфере планеты, наблюдаемой на снимках.
Слева: составной эмиссионный спектр GJ 504 b, полученный различными инструментами. Данные MIRI показаны красными точками. Черная линия показывает эмиссионный спектр для наилучшей модели планеты с температурой 512 К, радиусом 1.08 радиусов Юпитера и металличностью [Fe/H] = 0.54. Справа вверху: более детально показанный участок эмиссионного спектра в диапазоне 10-16 мкм. Справа внизу: полоса поглощения аммиака.Сравнение размеров и температуры GJ 504 b с моделями показало, что возраст планеты составляет от 400 млн. до 1 млрд. лет, а масса не превышает 17 масс Юпитера. Скорее всего, она значительно меньше и попадает в диапазон планетных масс. Будущие наблюдения формы спектральных линий помогут точнее определить ускорение свободного падения в атмосфере GJ 504 b, а значит – и ее массу.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2501.00104
Архив новостей:
2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1 2023_2 2024_1 2024_2
