19 сентября 2023
Экстремально легкий газовый гигант TOI-1420 b

В Солнечной системе планеты-гиганты четко делятся на две группы: в одной газовые гиганты Юпитер и Сатурн, а в другой – ледяные гиганты Уран и Нептун. Планеты с массами от 18 до 95 масс Земли и радиусами от 4 до 9 радиусов Земли в нашей системе отсутствуют, но они встречаются у других звезд. Свойства планет промежуточного типа очень разнообразны – среди них попадаются тяжелые нептуны (например, TOI-2498 b), легкие газовые гиганты (например, WASP-107 b), а бывает и нечто среднее.

19 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты промежуточного типа TOI-1420 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и NEID.

TOI-1420 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 202 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.923 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость составляет 70 ± 6% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца, возраст остается неопределенным.

При радиусе 1.06 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-1420 b составляет всего 25.1 ± 3.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.082 ± 0.015 г/куб.см (в 10-15 раз меньше плотности воды!) Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.17) на среднем расстоянии 0.071 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 6.95611 суток. Эффективная температура TOI-1420 b достигает 957 ± 17 К.

Планета TOI-1420 b (показана оранжевым цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Для сравнения желтым цветом показан другой легкий газовый гигант WASP-107 b. Цветными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.5 и 1.0 г/куб.см.

Исключительно низкая средняя плотность TOI-1420 b говорит о том, что перед нами – легкий газовый гигант. Сравнение параметров планеты с моделями показывает, что масса ядра из тяжелых элементов составляет всего 4.3 ^+2.0/_-1.7 масс Земли. Как такой легкий планетный эмбрион смог набрать так много водорода, пока неясно. В классической теории аккреции на ядро интенсивная аккреция газа из протопланетного диска начинается, когда масса ядра достигает ~10 масс Земли.

Шкала высот в атмосфере TOI-1420 b оценивается в 1950 км, что делает эту планету исключительно удобной целью для изучения атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.09945.pdf

 

 

18 сентября 2023
GJ 9404 b: мини-нептун на эксцентричной орбите

Сравнительно близкие и яркие красные карлики – прекрасная цель для поисков рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей. В частности, поискам планет у красных карликов посвящена программа HADES, основанная на измерениях лучевых скоростей родительских звезд, получаемых высокоточным спектрографом HARPS-N. Программа действует уже 6 лет, за это время у 56 звезд с массой от 0.3 до 0.71 солнечных масс (спектральных классов от M0 V до M3 V) обнаружено 11 планет и еще несколько кандидатов, планетная природа которых пока не доказана. Без учета кандидатов распространенность планет с массами 1-10 масс Земли и периодами 10-100 суток оценивается в 0.85 ^+0.46/_-0.21, а с периодами 1-10 суток – 0.10 ^+0.10/_-0.03 на одну звезду. Однако эти значения можно рассматривать как оценку снизу, поскольку как минимум один кандидат, найденный европейскими астрономами, является планетой.

25 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась заметка, посвященная подтверждению планетной природы одного из кандидатов программы HADES, вращающегося вокруг красного карлика GJ 9404. Если первооткрыватели искали в полученных данных синусоидальные RV-сигналы, создаваемые планетами на круговых орбитах, то авторы заметки применили к ним другой алгоритм (kima), учитывающий возможность орбит с высоким эксцентриситетом. Как оказалось, эксцентричная орбита гораздо лучше описывает данные измерений (вероятность ложного открытия – меньше 0.1%).

GJ 9404 – красный карлик спектрального класса M0.5 V (по другим данным – M2 V), удаленный от нас на 23.88 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.62 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.63 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 13.5 раз меньше солнечной.

Минимальная (m sin i) масса планеты GJ 9404 b составляет 11.9 ± 1.9 масс Земли, т.е. перед нами нептун или мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.094 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.49 ± 0.13, и делает один оборот за 13.459 ± 0.007 суток. Усредненный температурный режим примерно соответствует температурному режиму Меркурия, но в перицентре расстояние между планетой и звездой оценивается в 0.048 а.е., а в апоцентре – 0.140 а.е., т.е. почти в 3 раза больше.

Если считать новые кандидаты программы HADES планетами, распространенность планет с массами 1-10 масс Земли и периодами 10-100 суток составит 0.97 ^+0.48/_-0.23 планет на одну звезду.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2022/08/aa42828-21/aa42828-21.html
https://arxiv.org/pdf/2308.12309.pdf

 

 

16 сентября 2023
В атмосфере WASP-80 b обнаружены метан и водяной пар

Планеты, формально относимые к горячим юпитерам (масса больше 0.3 масс Юпитера, орбитальный период короче 10 суток), но вращающиеся вокруг звезд красных карликов, часто нагреты весьма умеренно, до 600-900 К. Они привлекают больше внимания, чем «классические» горячие юпитеры, поскольку, во-первых, редко встречаются, а во-сторых, позволяют изучать атмосферы относительно прохладных планет. Из-за небольших размеров дисков красных карликов транзиты экзопланет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по дискам солнцеподобных звезд, а их трансмиссионные спектры – выразительнее. Все это делает транзитные газовые гиганты, вращающиеся вокруг красных и поздних оранжевых карликов, отличной целью для трансмиссионной спектроскопии.

Газовый гигант у позднего оранжевого карлика WASP-80 был представлен в 2013 году. Его масса оценивается в 0.55 масс Юпитера, радиус – в 0.95 радиусов Юпитера, эффективная температура близка к 825 К. По наблюдениям вторичного минимума на «Спитцере» в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм излучение планеты было совместимо с излучением абсолютно черного тела при температуре 851 ± 14 К.

11 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям WASP-80 b с помощью NIRCam на борту JWST. Наблюдения были проведены 28 и 29 октября 2022 года в лучах с длиной волны 2.420-4.025 мкм, причем включали и транзит, и вторичный минимум. Другими словами, были получены и трансмиссионный, и эмиссионный спектры планеты. В обоих спектрах были найдены полосы метана и водяного пара. Достоверность обнаружения метана составила 6.1 сигма. Сравнение полученных спектров с модельными показало, что металличность атмосферы WASP-80 b превышает солнечную в 3-10 раз. Аммиака, угарного, углекислого и сернистого газов обнаружить не удалось.

Трансмиссионный (вверху) и эмиссионный (внизу) спектры WASP-80 b. Данные наблюдений показаны черными точками с барами ошибок, зеленая линия – наилучшая модель, синим и фиолетовым показаны модельные спектры атмосферы без водяного пара и без метана, соответственно.

В ближайшем будущем запланированы наблюдения WASP-80 b в диапазоне 4-12 мкм, что позволит определить отношение C/O в атмосфере планеты и, возможно, обнаружить другие примеси.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.04042.pdf

 

 

15 сентября 2023
Два мини-нептуна у оранжевого карлика HIP 113103 (HD 216530)

По данным «Кеплера» суперземли и мини-нептуны – самый распространенный тип планет у солнцеподобных звезд. Однако их состав, история формирования и дальнейшая эволюция до конца не ясны. Поэтому важно изучать мини-нептуны у молодых звезд, особенно в многопланетных системах – это поможет понять, как и с какой скоростью происходит потеря планетами первичных водородных атмосфер.

11 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух мини-нептунов у молодого оранжевого карлика HIP 113103 (HD 216530). Планеты были открыты TESS и дополнительно наблюдались спутником ChEOPS. Радиус одной из планет попадает в зазор Фултона – возможно, планета на наших глазах теряет водород и превращается в суперземлю, что делает ее наблюдения особенно интересными.

HD 216530 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 46.21 ± 0.09 пк. Его масса оценивается в 0.76 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.742 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в ~3.4 раза меньше солнечной. Звезда достаточно молода – ее возраст составляет 470 ⁺¹⁷⁰/_-110 млн. лет.

HD 216530 попала на 1 и 28 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзиты двух типов, соответствующие планетам с радиусами 1.83 ± 0.1 и 2.4 ± 0.1 радиусов Земли. Орбитальный период меньшей планеты b удалось определить по данным TESS – он оказался равным 7.61030 ± 0.00002 суток, а вот с внешней планетой пришлось повозиться. И на 1, и на 28 секторе проявилось лишь по одному транзиту планеты c. Чтобы уточнить эфемериды внутренней планеты и определить орбитальный период внешней, 9-10 сентября 2022 года на протяжении 17.5 часов звезду HD 216530 наблюдал ChEOPS. В результате удалось зарегистрировать транзиты обеих планет. Орбитальный период HD 216530 c составил 14.24565 ± 0.00002 суток, это означает, что планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.

Итак, вокруг HD 216530 вращаются два мини-нептуна. Большие полуоси орбит планет оцениваются в 0.069 ± 0.0003 и 0.1048 ± 0.0005 а.е., эксцентриситеты примерно равны, но определены плохо – в 0.17 ^+0.17/_-0.13. Эффективные температуры планет составляют 721 ± 10 К и 585 ± 10 К, т.е. обе они оказываются горячее Меркурия.

Массы планет толком не измерялись. Авторы получили 8 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CHIRON и 10 измерений с помощью Minerva-Australis. Оба инструмента обеспечивают точность единичного измерения в 10-20 м/с, так что возможные RV-сигналы планет утонули в шумах. Исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, авторы оценили массы планет в 5.9 ± 1.9 и 8.4 ± 1.9 масс Земли, им соответствуют колебания лучевой скорости звезды с полуамплитудой 2.34 ± 0.73 и 2.67 ± 0.58 м/с. Зарегистрировать такие RV-сигналы вполне возможно, но нужны более точные спектрографы и большее количество измерений.

Яркость родительской звезды (+9.95 в видимых лучах и +7.56 в полосе K) делает обе планеты прекрасными целями для JWST, даже если их атмосферы будут затянуты высотной дымкой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.04137.pdf

 

 

13 сентября 2023
В атмосфере прохладного мини-нептуна K2-18 b обнаружены метан и углекислый газ

Небольшие экзопланеты, находящиеся в обитаемой зоне своих звезд, привлекают особое внимание научного сообщества. Даже если они не являются полными аналогами Земли, изучение их климата и состава атмосферы позволит точнее очертить границы потенциальной обитаемости. Примером такого «пограничного» типа экзопланет являются мини-нептуны – планеты, аналога которым в Солнечной системе нет. Главным отличием мини-нептунов от планет земного типа является протяженная водородная атмосфера, масса которой может достигать нескольких процентов от полной массы планеты. Могут ли мини-нептуны быть потенциально обитаемыми – предмет оживленной дискуссии.

Наиболее изученным мини-нептуном, находящимся в обитаемой зоне своей звезды, является планета K2-18 b. Она была представлена в 2015 году, с тех пор ее параметры много раз уточнялись. По последним данным, радиус планеты составляет 2.37 ± 0.22 радиуса Земли, масса – 8.9 ± 1.7 масс Земли, что соответствует средней плотности 4.1 ^+1.7/_-1.2 г/куб.см. Орбитальный период K2-18 b равен 32.94 суток, она вращается вокруг красного карлика спектрального класса M2.5 V, ее эффективная температура оценивается в 284 ± 15 К.

В 2019 году «Хаббл» получил трансмиссионный спектр планеты, в котором была обнаружена полоса водяного пара. Это привело некоторых авторов к смелой гипотезе, что под водородной атмосферой K2-18 b плещется горячий глобальный океан, в котором возможна примитивная жизнь. Исследователи даже придумали для таких миров специальное название «гикеаны» (hycean planet , от слов «водород» и «океан»). Другие ученые предлагали иную интерпретацию полученного «Хабблом» спектра – полоса вблизи 1.4 мкм вызвана не водяным паром, а метаном (в этом диапазоне полосы водяного пара и метана перекрываются). Чтобы разобраться, чья гипотеза ближе к истине, требовался более мощный инструмент, чем «Хаббл».

11 сентября 2023 года были опубликованы статья и пресс-релиз, в которых говорилось о наблюдениях K2-18 b на JWST. Авторы пронаблюдали два транзита планеты – один с помощью NIRSpec, другой на NIRISS. Наблюдения велись в лучах с длиной волны 2.73-5.17 мкм в первом случае и 0.85-2.85 мкм во втором. В итоге был получен высококачественный трансмиссионный спектр планеты, в котором проявились полосы метана и углекислого газа.

Трансмиссионный спектр K2-18 b. Оранжевыми и красными точками с барами ошибок показаны данные, полученные NIRISS и NIRSpec, соответственно. Синяя линия – трансмиссионный спектр, соответствующий наилучшей модели, желтые точки – модельные значения в спектральных интервалах, соответствующих измерениям. Отрезками у оси абсцисс отмечены полосы метана, углекислого газа и диметилсульфида.

Полученный спектр авторы сравнили с предсказаниями модели водородной атмосферы, включающей в виде примесей H₂O, CH₄, NH₃, HCN, CO и CO₂. Также авторы добавили в модель несколько сложных веществ, интерпретируемых как возможные биомаркеры – диметилсульфид (CH₃)₂S (DMS), сероуглерод CS₂, хлорметан CH₃Cl, OCS и N₂O. Метан обнаружен с достоверностью 6 сигма, углекислота – 3 сигма. Остальных включенных в модель простых молекул (водяного пара, аммиака, циановодорода, угарного газа) обнаружено не было. Впрочем, верхний предел на содержание водяного пара довольно мягкий и не исключает его наличия в атмосфере K2-18 b. Объемное содержание метана и углекислоты оценивается в ~1% , водяного пара может быть в 10-30 раз меньше. Таким образом, наблюдения на JWST подтвердили «метановую» интерпретацию данных «Хаббла».

Следует отметить, что полученный трансмиссионный спектр формируется в сравнительно высоких слоях атмосферы с давлением ниже 0.1 бар и температурой ниже 0°С. В более глубоких слоях воды может быть больше, в том числе в сконденсированном виде. Кроме того, фотохимическое разложение метана должно приводить к образованию толинов и формированию плотной дымки, аналогичной дымке в атмосфере Титана. Наличие дымки делает невозможным зондирование силами JWST более глубоких слоев атмосферы K2-18 b. Как ожидается, облака из водяного льда находятся ниже, на уровне ~0.3 бар (с точностью до порядка величины).

Интересно, что авторы обнаружили в спектре и признаки диметилсульфида – вещества, на Земле производимого некоторыми видами морского фитопланктона. Однако спектральные признаки DMS с достоверностью 2.4 сигма выявляются только в одном из вариантов обработки данных и почти не проявляются в других, так что общая достоверность регистрации этого вещества остается низкой.

Планета K2-18 b остается важной целью для JWST, ее будут наблюдать и в лучах с длиной волны 5-10 мкм, где находится сильная полоса диметилсульфиида. Это позволит или подтвердить, или опровергнуть наличие данного биомаркера. Пока делать далеко идущие выводы рано.

Информация получена: https://stsci-opo.org/STScI-01HA2G716KS9YGAGVY1WBVFJ8Y.pdf

 

 

8 сентября 2023
Российские ученые измерили массу планеты TOI-1408 b

Метод лучевых скоростей, незаменимый для поисков экзопланет на широких орбитах и измерения массы транзитных экзопланет, требует спектрографов высочайшей точности. Самый совершенный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO достигает инструментальной точности 0.26 м/с, другие известные спектрографы (HARPS, HIRES, PFS, HARPS-N, SOPHIE и др.) имеют точность 1-3 м/с. В России долгое время таких инструментов не было, что сильно ограничивало возможности отечественных астрономов. Лишь в последние годы ситуация начала выправляться. В Специальной астрофизической обсерватории на самом крупном российском телескопе – 6-метровом БТА – был установлен спектрограф FFOREST. По мировым меркам его возможности пока выглядят скромными – он обеспечивает точность единичного измерения лучевой скорости 10-20 м/с, однако и этого оказалось достаточно для получения важных научных результатов.

7 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья российских астрономов, посвященных измерению массы транзитного кандидата TOI-1408.01, обнаруженного TESS. Исследователи провели всесторонний анализ не только спектральных, но и фотометрических данных и показали, что транзит планеты является скользящим, а сама она вращается по эксцентричной орбите. Возможно, эта планета находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, которая приведет ее на орбиту типичного горячего юпитера.

TOI-1408 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 139.6 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.33 солнечных масс, радиус – в 1.274 солнечных радиусов. Надо сказать, последняя оценка заметно меньше оценок из базы данных «Гайи» (1.52 ± 0.03 солнечных радиусов) и входного каталога TESS (1.49 ± 0.12 солнечных радиусов). Возможно, дальнейшие наблюдения этой звезды устранят рассогласование.

TESS зарегистрировала 193 транзита TOI-1408.01. Форма транзитной кривой является V-образной, что говорит о скользящем характере транзита (планета заходит на диск звезды только краем). Это сильно затрудняет точное измерение радиуса планеты. Авторы получили нижний предел, равный одному радиусу Юпитера. Формально радиус планеты не ограничен сверху, но, исходя из наших текущих знаний о горячих юпитерах, можно принять, что он не превышает 2 радиусов Юпитера.

Исследователи получили 20 измерений лучевой скорости TOI-1408 на спектрографе FFOREST. Масса планеты оказалась равной 1.69 ± 0.20 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0580 ± 0.0002 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.03, и делает один оборот за 4.42471 суток. Ее эффективную температуру можно оценить в ~1550 К.

Предположив, что радиус TOI-1408 b равен 1.3-1.5 радиусов Юпитера, исследователи оценили характерное время скругления ее орбиты приливными силами в 0.61-1.25 млрд. лет. По всей видимости, планета находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, и раньше эксцентриситет ее орбиты был гораздо больше.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.03009.pdf

 

 

7 сентября 2023
Экстремально плотный мини-нептун TOI-1853 b

Планеты гораздо разнообразнее по своим свойствам, чем звезды. Если большинство основных свойств звезд определяется только их массой (во всяком случае, это верно для звезд главной последовательности), то планеты различаются еще и химическим составом. Массы планет одного радиуса могут различаться в несколько (а то и в несколько десятков) раз.

6 сентября 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы горячего мини-нептуна TOI-1853 b. Планета была обнаружена TESS на 23 и 50 секторах и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N. Измеренная масса планеты оказалась на порядок больше ожидаемой – ее средняя плотность оказалась больше плотности железа!

TOI-1853 – оранжевый карлик спектрального класса K2.5 V, удаленный от нас на 166.8 ± 0.9 пк. Его масса оценивается в 0.84 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.808 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость составляет 37% от солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.0 ± 4.6 млрд. лет.

При радиусе 3.45 ± 0.14 радиусов Земли масса планеты TOI-1853 b достигает 73.5 ± 4.2 масс Земли! Этот сверхплотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.03) на среднем расстоянии 0.021 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 1.24363 суток. Средняя плотность планеты достигает 9.8 ^+1.9/_-1.5 г/куб.см, эффективная температура – 1478 ± 35 К.

Планета TOI-1853 b (показана оранжевым кружком с черной обводкой) на диаграммах «Масса – Радиус» (вверху слева), «Орбитальный период – Масса» (вверху справа), «Масса – Средняя плотность» (внизу слева) и «Радиус – Средняя плотность» (внизу справа) на фоне других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру. Синие линии на левом верхнем графике показывают модельные соотношения масса-радиус для планет, наполовину состоящих из силикатов и наполовину из воды (сплошная), и силикатных планет, окруженных водородной атмосферой массой 1% полной массы планеты (пунктирная).

То, что средняя плотность TOI-1853 b превышает плотность железа, не означает, конечно, что она состоит из тяжелых металлов. Колоссальное давление в недрах таких массивных планет эффективно уплотняет вещество. По расчетам, TOI-1853 b может состоять наполовину из силикатов и наполовину из воды и быть окруженной атмосферой из водяного пара, а может представлять из себя сухое железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 1% полной массы планеты.

По расчетам авторов, достаточно наблюдения трех транзитов TOI-1853 b с помощью инструмента NIRISS на борту JWST, чтобы отличить атмосферу из водяного пара от протяженной водородной атмосферы, и, таким образом, оценить химический состав этой необычной планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2309.01464.pdf

 

 

6 сентября 2023
Уточнены параметры планет в системе HD 22946

Миссия TESS ведет поиск транзитных экзопланет по всему небу, но для подробного изучения уже открытых систем больше подходят другие инструменты, например, спутник ChEOPS. Наблюдения с помощью ChEOPS позволяют существенно уточнить параметры планет – например, с его помощью определяют орбитальные периоды тех планет, у которых TESS наблюдала только один транзит. Также уточняются радиусы планет и другие параметры системы.

8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная уточнению параметров трехпланетной системы HD 22946 (TOI-411), представленной год назад. Тогда у солнцеподобной звезды спектрального класса F8 были найдены две планеты с периодами 4.04 и 9.57 суток, а еще зарегистрировано единственное транзитное событие, принадлежащее третьей планете. ChEOPS успешно пронаблюдал еще один транзит третьей планеты, а также благодаря своей большей, чем у TESS, фотометрической точности, существенно уточнил размеры всех трех планет. Радиусы планет b, c и d теперь оцениваются в 1.36 ± 0.04, 2.33 ± 0.04 и 2.61 ± 0.06 радиусов Земли, что заметно меньше, чем у первооткрывателей. Период планеты d оказался равным 47.4249 ± 0.0001 суток (интересно, что период, ожидаемый по продолжительности единственного транзита, оценивался в 46 ± 4 суток).

Поскольку новых измерений лучевой скорости звезды не проводилось, массы планет остаются неизвестными. Верхние пределы на массы планет b, c и d составляют 13.7, 9.7 и 26.6 масс Земли, соответственно. Требуется еще не меньше полусотни измерений с помощью ESPRESSO, чтобы точно определить массы всех трех планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04468.pdf

 

 

4 сентября 2023
У оранжевого карлика TOI-4600 открыты две долгопериодические транзитные планеты

Большинство экзопланет открыто транзитным методом, а вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. По этой причине 80% известных экзопланет имеют орбитальные периоды короче 50 суток и сильно нагреты. Долгопериодические транзитные планеты редки, но это делает их особенно интересными.

Основное количество долгопериодических транзитных планет обнаружил «Кеплер» в рамках основной миссии. TESS в этом смысле гораздо менее удобна, потому что наблюдает каждый сектор только 27.4 суток. Однако в областях неба вблизи полюсов эклиптики, где сектора перекрываются, наблюдения некоторых звезд велось почти непрерывно в течение года. Это дало возможность обнаруживать долгопериодические планеты, причем у сравнительно ярких звезд.

1 сентября 2023 года в журнале The Astrophysical Journal Letters была опубликована статья, посвященная открытию и валидации двух планет у звезды TOI-4600.

TOI-4600 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 216.5 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.89 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.81 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.42 ± 0.02 солнечных светимостей. Возраст звезды определен плохо – где-то между 0.7 и 5.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов примерно в полтора раза превышает солнечное значение.

TESS наблюдала TOI-4600 на двадцати секторах: 14-19, 21-26, 40-41, 47-49 и 51-53. Сначала автоматический алгоритм обработки данных обнаружил два одинаковых транзитных события глубиной около 0.5% - одно на 16, второй на 22 секторе. Более тщательный анализ привел к обнаружению еще двух похожих событий на 19 и 25 секторах, что позволило точно определить орбитальный период планеты TOI-4600 b – 82.6869 ± 0.0003 суток. Радиус планеты составил 6.8 ± 0.3 радиусов Земли, большая полуось орбиты – 0.35 ± 0.02 а.е., температурный режим – промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 347 ± 12 К). К сожалению, лучевую скорость звезды толком не измеряли, поэтому эксцентриситет орбиты планеты b определен с большими погрешностями – 0.25 ^+0.33/_-0.17, а масса и вовсе осталась неизвестной.

Помимо транзитов планеты b на 17 секторе исследователи обнаружили еще одно транзитное событие глубиной около 1%, соответствующее планете-гиганту радиусом 9.4 ± 0.4 радиусов Земли. Долгое время орбитальный период второй планеты оставался неизвестным, пока наблюдения 53 сектора не привели к регистрации второго транзита. Орбитальный период внешней планеты оказался равным 482.819 ± 0.002 суток. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 1.15 ± 0.07 а.е., его температурный режим грубо соответствует температурному режиму Марса (эффективная температура 191 ± 6 К). Эксцентриситет орбиты планеты c оценили в 0.21 ^+0.29/_-0.14, масса также неизвестна.

Звезда TOI-4600 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Вероятность ложнопозитива оценивается в ~3.7·10^-5 для планеты b и ~1.1·10^-7 для планеты c, так что в их планетной природе практически нет сомнений.

Согласно эмпирическим соотношениям между массой и радиусом массы TOI-4600 b и TOI-4600 c составляют ~31 и ~48 масс Земли, соответственно. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости при таких массах составит 5 и 4 м/с, что легко доступно лучшим современным спектрографам. Почти наверняка в ближайшее время массы обеих планет будут измерены. Также обе планеты будут прекрасными целями для JWST, который сможет получить их трансмиссионные спектры.

Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aceb69/meta

 

 

31 августа 2023
Открыты еще две планеты у оранжевого карлика HD 42813 (TOI-469)

На сегодняшний день самый точный в мире спектрограф – это ESPRESSO, его точность измерения лучевой скорости в случае ярких звезд достигает 0.26 метров в секунду. ESPRESSO незаменим при измерении масс небольших транзитных планет, открываемых TESS. Вместе с измерением радиуса это позволяет определить среднюю плотность планеты и наложить ограничения на ее физическую природу.

Нередко бывает так, что, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаруживают в системе дополнительные не транзитные планеты – как правило, на более широких орбитах. Но бывает и наоборот – изначально открытые методом лучевых скоростей, новые планеты также оказываются транзитными. Именно это произошло с новыми планетами в системе HD 42813 (TOI-469).

Первая планета у оранжевого карлика HD 42813 была представлена два месяца назад. Она была обнаружена TESS на 6 и 33 секторе и после стандартной процедуры валидации окончательно подтверждена методом лучевых скоростей на спектрографах HIRES и Levy. HD 42813 b выглядела как типичный мини-нептун: радиус 3.36 ± 0.14 радиусов Земли, орбитальный период 13.63 суток, ее массу первооткрыватели оценили в 5.8 ± 2.4 масс Земли.

Чтобы уточнить массу новой планеты, группа европейских астрономов получила 83 измерения лучевой скорости звезды с помощью ESPRESSO со средней точностью единичного измерения 0.31 м/с. Наблюдения охватили период с октября 2019 года по март 2022 года, всего 897 суток. Исключительная точность ESPRESSO позволила не только уточнить массу планеты b и параметры родительской звезды, но и обнаружить еще две планеты на внутренних орбитах – с периодами 3.538 и 6.430 суток. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости, вызванных планетами c и d, составила 2.1 ± 0.1 и 1.9 ± 0.1 м/с.

Зная периоды новых планет, исследователи заново обратились к анализу кривой блеска, полученной TESS. И обнаружили транзитные сигналы, вызванные обеими планетами! Ранее их не замечали из-за низкого отношения сигнал/шум.

С учетом этого, система HD 42813 теперь выглядит так.
Родительская звезда – древний оранжевый карлик спектрального класса K0 V и светимостью 0.7 солнечных, чей возраст первооткрыватели планеты b оценили в 9.1 ± 3.5 млрд. лет, а авторы новой работы – в 11.7 ± 3.8 млрд. лет. На расстоянии 0.0436 ± 0.0007 и 0.065 ± 0.001 а.е. от него вращаются две горячие суперземли радиусом 1.58 ± 0.11 и 1.37 ± 0.11 радиусов Земли, массой 4.5 ± 0.3 и 5.1 ± 0.4 масс Земли, со средней плотностью 6.3 ^+1.7/_-1.3 и 11.0 ^+3.4/_-2.4 г/куб.см, соответственно. Эффективные температуры новых планет оцениваются в 1217 ± 29 К и 998 ± 24 К.

Третья планета в этой системе – уже известная b. Ее массу удалось существенно уточнить – теперь она равна 9.6 ± 0.8 масс Земли, что вместе с радиусом 3.48 ± 0.08 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.3 ± 0.2 г/куб.см. Все три планеты вращаются вокруг своей звезды по круговым орбитам.

Три планеты системы HD 42813 (показаны черным цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красными пунктирными линиями показаны погрешности в диапазоне 3 сигма. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Судя по своему положению на диаграмме масса-радиус, обе внутренние планеты c и d являются железокаменными суперземлями, хотя доля силикатов и железа в их составе остается плохо определенной. Планета b выглядит типичным мини-нептуном. В отсутствии существенной водородной атмосферы доля воды в ней может достигать 24%, а в случае сухого ядра масса водородной атмосферы составит 0.27 ^+0.24/_-0.17 масс Земли (~2.8%), возможны и все промежуточные варианты. В целом система HD 42813 выглядит компактной и плотно упакованной, как и многие аналогичные системы, открытые «Кеплером».

Оценки радиусов внутренних планет остаются не слишком точными. Авторы надеются на дополнительные фотометрические наблюдения с помощью спутника ChEOPS, что позволит уточнить размеры планет и их среднюю плотность.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.13310.pdf

 

 

24 августа 2023
TOI-332 b: горячий мини-нептун экстремально высокой плотности

Если расположить известные экзопланеты на плоскости «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то обнаружится обширная область, где планет очень мало. Эту область называют «пустыня горячих нептунов». Пустыня горячих нептунов охватывает планеты с периодами короче 5 суток и радиусами от 2 до 9 радиусов Земли (массами от 10 до 250 масс Земли). Происхождение «пустыни» пока не очень ясно, считается, что за ее нижнюю границу отвечает процесс фотоиспарения водородных атмосфер небольших планет, а за верхнюю – приливное разрушение легких газовых гигантов.

Изучение планет, попадающих в пустыню горячих нептунов или находящихся вблизи ее границ, помогает лучше понимать причину появления этой особенности. Очень важно измерять массы горячих нептунов и мини-нептунов – это позволяет определять их среднюю плотность, а значит – накладывать ограничения на химический состав. И на этом пути исследователей нередко поджидают сюрпризы.

24 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы горячего мини-нептуна TOI-332 b. Планета оказалась неожиданно массивной и очень плотной, так что теоретикам придется поломать голову, чтобы объяснить ее происхождение.

TOI-332 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 222.9 ± 3.7 пк. Его масса оценивается в 0.88 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.87 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-332 составляет 5.0 ± 2.3 млрд. лет.

TOI-332 попала на 1, 2 и 28 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.777 земных суток (18 часов 39 минут) и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.20 ± 0.16 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 16 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса планеты оказалась равной 57.2 ± 1.6 масс Земли! Это приводит к средней плотности 9.6 ± 1.3 г/куб.см – исключительно много для мини-нептуна. TOI-332 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.94 ± 0.12 звездных радиуса, ее эффективная температура достигает 1871 ± 30 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Измеренная средняя плотность соответствует железокаменному составу с примесью 27% воды без существенной водородно-гелиевой атмосферы, или железокаменному составу без воды с водородно-гелиевой атмосферой массой 1.8 ± 0.6%, или чему-то промежуточному.

Планета TOI-332 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения приведены также Уран и Нептун (показаны черными треугольниками). Цветные пунктирные линии демонстрируют модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (состоящих из воды, представляющих из себя железокаменное ядро + 27% воды, земного состава, состоящих из железа).

Такое массивное ядро, как у TOI-332 b, должно быть окружено протяженной водородной атмосферой, а сама планета должна быть газовым гигантом. Почему она почти или же полностью лишена водорода, остается загадкой. Фотоиспарение при такой массе не играет существенной роли. Возможно, планета образовалась в результате колоссального столкновения двух газовых гигантов, рассеявшего львиную долю водорода и гелия, или же она сформировалась в протопланетном диске, богатом минеральной пылью, но бедном газом.

TOI-332 b является интересной целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST. Возможно, удастся измерить фазовую кривую этой планеты, а значит – определить температуры дневного и ночного полушарий и альбедо поверхности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.12137.pdf

 

 

23 августа 2023
У близкого оранжевого карлика HD 99492 обнаружена вторая планета

Поскольку планетные системы образуются из протяженных протопланетных дисков, маловероятно, что этот процесс приводит к появлению только одной планеты. Подавляющее большинство планетных систем должно включать несколько планет разных масс. Однако обнаружить их все не так-то просто. Метод лучевых скоростей, будучи непрямым методом, регистрирует отклик звезды на свою планетную систему в целом, и часто требуется много измерений, чтобы аккуратно «расплести» влияние разных планет. Как правило, в собранных данных обнаруживают сначала самое заметное колебание, а затем, с увеличением точности спектрографов и количества измерений, и другие, менее заметные. Так, в Солнечной системе самая заметная для метода лучевых скоростей планета – Юпитер, а вторая по заметности – Сатурн. Остальные планеты пока недоступны даже лучшим современным спектрографам.

Эти соображения заставляют исследователей возвращаться к системам с уже известными экзопланетами, чтобы поискать там новые тела. 11 августа 2013 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению параметров планет у звезд HD 99492, HD 147379 и HD 190007. За время, прошедшее с момента первых публикаций, было получено много новых данных и по лучевым скоростям, и по астрометрии (в частности, уточнение параллаксов с помощью «Гайи» позволило в десятки раз уменьшить погрешности в определении расстояний до этих звезд). В результате у звезды HD 99492 была обнаружена вторая планета и уточнены параметры первой.

Первая планета у оранжевого карлика HD 99492 была обнаружена еще в 2004 году. Это был тяжелый нептун с минимальной массой ~35 масс Земли и орбитальным периодом 17.05 суток. В ноябре 2010 года в этой системе нашли вторую планету с периодом около 5 тыс. суток, однако в 2016 году оказалось, что принятый за нее RV-сигнал является проявлением магнитного цикла звезды, аналогичного солнечному циклу, а самой планеты не существует.

С января 2014 по июнь 2022 года было получено 202 новых измерения лучевой скорости HD 99492 на высокоточном спектрографе HARPS-N. Помимо пика, вызванного уже известной планетой b, авторы нашли на периодограмме пик с периодом 95.23 ± 0.1 суток, который не сопровождался никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что его вызывает планета HD 99492 c с минимальной массой 17.9 ± 1.3 масс Земли, вращающаяся по близкой к круговой орбите и имеющая температурный режим Венеры. По третьему закону Кеплера среднее расстояние между звездой и новой планетой можно оценить в 0.387 а.е.

Массу внутренней планеты b также уточнили – теперь она оценивается в 25.5 ± 0.6 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.05669.pdf

 

 

22 августа 2023
Плоскость орбиты WASP-106 b почти не наклонена к экватору звезды

В настоящее время считается, что газовые гиганты формируются за снеговой линией своих звезд, поэтому для образования горячих юпитеров необходим механизм их миграции внутрь системы. Наиболее проработаны два возможных сценария такой миграции. Согласно одному из них, новорожденный газовый гигант передает свой угловой момент протопланетному диску и по очень тугой спирали приближается к звезде, оставаясь примерно в плоскости ее экватора. Согласно другому, сначала планета благодаря эпизоду планет-планетного рассеяния или взаимодействию с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. В этом случае итоговая орбита горячего юпитера может быть сильнейшим образом наклонена к экватору звезды вплоть до полярных или ретроградных орбит. Поэтому наклон орбиты планеты может свидетельствовать о механизме, превратившем ее в горячий юпитер.

15 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты горячего гиганта WASP-106 b. Наклон орбиты измерили благодаря наблюдению эффекта Мак-Лафлина – характерному изменению средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект Мак-Лафлина обусловлен тем, что, вступая на звездный диск и двигаясь по нему, планета перехватывает часть лучей, испущенных приближающимся или удаляющимся в процессе осевого вращения участком звездной фотосферы.

Измеренный наклон орбиты WASP-106 b составил -1 ± 11°. Это означает, что почти наверняка этот горячий юпитер оказался на своей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.07165.pdf

 

 

15 августа 2023
Открыта вторая планета у желтого гиганта 75 Ceti

Большинство экзопланет, открытых к настоящему моменту, вращаются вокруг солнцеподобных звезд или звезд красных карликов. У звезд промежуточной массы (1.5-5 масс Солнца) планет известно сравнительно немного. Это обусловлено наблюдательной селекцией: большие размеры дисков звезд промежуточной массы делают транзиты даже больших планет мелкими и трудно обнаружимыми. Спектры звезд промежуточной массы, находящихся на главной последовательности, лишены тонких линий, что делает точное измерение их лучевых скоростей очень сложным делом. Лишь 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 методом лучевых скоростей.

Уже свыше двух десятилетий поиск планет у красных (а на самом деле желтых и оранжевых) гигантов ведется на обсерватории Окаяма. С 2001 года японские астрономы измеряют лучевые скорости 300 ярких G и K гигантов с массами 1.5-5 солнечных масс. Они уже обнаружили 38 планетных систем и четыре кандидата, и независимо подтвердили еще три. Долгие ряды наблюдений позволяют находить планеты с большими орбитальными периодами.

11 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная более подробному анализу 32 систем с уже известными планетами, открытыми на обсерватории Окаяма. Авторы исходили из того, что около 15% систем является многопланетными. Поскольку и после публикаций об открытых планетах измерения лучевых скоростей выбранных звезд продолжались, имело смысл поискать в свежих данных новые планеты или уточнить параметры уже известных. В итоге у желтого гиганта 75 Ceti (HD 15779) была обнаружена вторая планета, а еще у пяти звезд зафиксировали дополнительный долговременный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в этих системах массивных тел на широких орбитах.

Первая планета у желтого гиганта 75 Ceti была представлена в 2012 году. Это газовый гигант с проективной (минимальной) массой ~3 массы Юпитера и орбитальным периодом 692 суток, вращающийся вокруг своей звезды на среднем расстоянии ~2.1 а.е. Несмотря на достаточно широкую орбиту, из-за яркости 75 Ceti (ее светимость в 51.8 раз превышает солнечную) планета оказалась горячее Меркурия.

С февраля 2002 по декабрь 2020 года авторы получили 147 измерений лучевой скорости 75 Ceti. Помимо колебаний, вызванных уже известной планетой b, они обнаружили в данных еще одно колебание с периодом 2052 ± 46 суток и полуамплитудой, соответствующей планете с минимальной массой 0.91 ^+0.09/_-0.14 масс Юпитера на почти круговой орбите. Большая полуось орбиты планеты c составляет 3.93 ± 0.06 а.е., ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Параметры планеты b тоже несколько скорректировались – ее минимальная масса теперь оценивается в 2.48 ± 0.09 масс Юпитера, большая полуось орбиты – в 1.912 ± 0.003 а.е.

Авторы отмечают, что отношение масс и больших полуосей орбит планет b и c близки к аналогичным величинам для Юпитера и Сатурна.

У четырех звезд, наблюдаемых на обсерватории Окаяма, авторы обнаружили линейный дрейф лучевой скорости, означающий наличие в системе массивных тел с большой полуосью орбиты свыше 10 а.е. Это HD 5608, κ CrB, HD 167042 и HD 208897. Еще у одной звезды, 18 Del, скорость изменения лучевой скорости сменила знак, что говорит о проходе внешним компаньоном перицентра или апоцентра своей орбиты. Чтобы определить параметры внешних компаньонов, необходимо продолжать наблюдения, поскольку орбитальные периоды этих тел могут составлять десятки (а может, и сотни) лет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.05343.pdf

 

 

7 августа 2023
Редкий случай: две планеты-гиганта у красного карлика TOI-4860

Распространенность планет-гигантов падает с уменьшением массы родительской звезды, так что у средних и поздних красных карликов они встречаются в несколько раз реже, чем у солнцеподобных звезд. Распространенность газовых гигантов с орбитальными периодами короче 10 суток оценивается в 0.194 ± 0.072% для всех красных карликов с массами от 0.08 до 0.71 солнечных масс, причем для поздних красных карликов с массами меньше 0.4 солнечных эта величина еще ниже – 0.134 ± 0.069%. Для сравнения, распространенность газовых гигантов для G звезд составляет 0.55 ± 0.14%.

Несколько транзитных газовых гигантов у красных карликов обнаружила миссия TESS. Одна из таких планет была представлена 4 августа 2023 года в Архиве электронных препринтов. Как это нередко бывало и раньше, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаружили в этой системе еще одну, не транзитную, планету на широкой орбите.

TOI-4860 – красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 80.4 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.340 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.354 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 79 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раз больше, чем в составе Солнца.

TOI-4860 попала на 10, 36, 46 и 63 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.52276 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 0.766 ± 0.026 радиусов Юпитера. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы окончательно подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 28 измерений лучевой скорости звезды с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou и 7 измерений с помощью ESPRESSO. Масса планеты TOI-4860 b оказалась равной 0.273 ± 0.006 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.754 ± 0.085 г/куб.см. Этот аналог Сатурна вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.035) на среднем расстоянии 0.0181 ± 0.0002 а.е (~11 звездных радиусов), его эффективная температура составляет 694 ± 15 К.

Близость к звезде такой рыхлой планеты должна приводить к приливному искажению ее формы. Большая полуось орбиты TOI-4860 b всего лишь в 1.8 раза больше предела Роша. По расчетам авторов, гигант должен быть вытянут вдоль оси между планетой и звездой, причем разница между длинным и коротким поперечником достигает 3%.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 426.9 ± 7.4 суток и полуамплитудой 121 ± 27 м/с, соответствующей планете с минимальной массой 1.66 ± 0.26 масс Юпитера. Форма кривой говорила о резко эксцентричной орбите. Исследователи пришли к выводу, что вокруг TOI-4860 вращается еще одна планета-гигант TOI-4860 c, причем эксцентриситет ее орбиты достигает 0.66 ± 0.09, а большая полуось орбиты – 0.776 ± 0.011 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.266 а.е. до 1.286 а.е., т.е. почти в 5 раз, а температурный режим – от температурного режима Главного пояса астероидов до температурного режима Сатурна.

Высокое значение метрики трансмиссионного спектра (TSM) TOI-4860 b делает эту планету удобной целью для изучения ее атмосферы с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2308.01454.pdf

 

 

5 августа 2023
Открыты еще две планеты у звезды rho Северной короны

Метод лучевых скоростей относится к не прямым методам, т.е. он регистрирует отклик звезды на свою планетную систему. Поскольку большинство систем включает в себя несколько планет, форма этого отклика может быть довольно замысловатой. Как правило, сначала в наборе измерений лучевой скорости звезды выявляется самое заметное колебание с наибольшей амплитудой (в Солнечной системе, например, его вызывает Юпитер), а затем, по мере увеличения точности единичного измерения и роста полного количества измерений, обнаруживаются и другие колебания меньшей амплитуды.

Именно это произошло с планетной системой солнцеподобной звезды rho Северной короны (HD 143761). Первая планета у нее была открыта еще в 1997 году по 41 измерению лучевой скорости – это был газовый гигант с минимальной массой чуть больше массы Юпитера и орбитальным периодом 39.6 суток. Полуамплитуда колебания лучевой скорости, вызванного планетой b, достигала 67 м/с, при средней погрешности единичного измерения около 3 м/с.

Благодаря своей яркости (+5.4, звезда видна невооруженным глазом) rho Северной короны стала удобной целью для дальнейших наблюдений. За последующие 10 лет было получено дополнительно 519 измерений с помощью спектрографа HIRES и 157 измерений с помощью APF – спектрографов с инструментальной точностью около 1 м/с. Это позволило в 2016 году представить вторую планету в этой системе – тяжелый нептун rho Северной короны c с минимальной массой 25 масс Земли и орбитальным периодом 102 суток, температурный режим которого был близок к температурному режиму Меркурия.

Дальнейшее увеличение точности спектрографов до 0.3 м/с (его достигли спектрографы нового поколения, такие, как ESPRESSO и EXPRES) позволило обнаружить у rho Северной короны новые планеты. 13 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям этой системы с помощью спектрографа EXPRES. В течение 89 ночей было получено 163 дополнительных измерения лучевой скорости, из которых 153 оказались приемлемого качества (средняя погрешность 0.37 м/с). Это позволило уточнить параметры звезды и найти у нее еще две планеты.

Теперь система rho Северной короны выглядит так.
Родительская звезда – древняя низкометалличная звезда галактического диска, удаленная от нас на 17.497 ± 0.015 пк. Она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. При массе 0.95 ± 0.01 солнечных масс ее радиус достигает 1.34 ± 0.04 солнечных радиусов, а светимость на 82 ± 8% превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 10.2 ± 0.5 млрд. лет.

Самой внутренней планетой системы в настоящий момент считается новая суперземля HD 143761 e с минимальной массой 3.8 ± 0.5 масс Земли и орбитальным периодом 12.949 ± 0.014 суток, удаленная от своей звезды на среднее расстояние 0.106 ± 0.001 а.е. Эксцентриситет орбиты планеты e составляет 0.13 ± 0.08, что естественным образом объясняется влиянием близкого газового гиганта.

Вторая планета – известный с 1997 года гигант HD 143761 b с минимальной массой 1.09 ± 0.02 масс Юпитера и орбитальным периодом 39.844 ± 0.003 суток. Орбита гиганта близка к круговой – ее эксцентриситет составляет всего 0.038 ± 0.003, что меньше эксцентриситета орбиты Юпитера.

Третья планета – открытый в 2016 году нептун HD 143761 c с минимальной массой 28.2 ± 1.5 масс Земли и орбитальным периодом 102.2 ± 0.3 суток. Эксцентриситет орбиты планеты c близок к эксцентриситету орбиты Марса и составляет 0.096 ± 0.054, большая полуось орбиты оценивается в 0.421 ± 0.005 а.е.

Четвертая планета HD 143761 d также представляется впервые. Ее минимальная масса – 21.6 ± 2.5 масс Земли, орбитальный период 282.2 ± 3.7 суток, большая полуось орбиты достигает 0.83 ± 0.01 а.е., а температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Орбита планеты d очень близка к круговой.

Поскольку планеты системы rho Северной короны не являются транзитными, наклонения их орбит и истинные массы остаются неизвестными. Авторы моделировали движение планет на протяжении 10 млн. лет в предположении, что орбиты компланарны (лежат в одной плоскости), и считая наклонение равным 90°, 50° и 20°. В первом случае истинные массы планет равны минимальным (измеренным) массам, во втором случае они больше минимальных в 1.3 раза, в третьем случае – в 2.9 раза. В первых двух случаях движение системы оказалось устойчиво, в третьем случае – неустойчиво, это означает, что наклонение орбит в этой системе не может быть слишком маленьким.

Авторы намерены продолжить наблюдения за близкими яркими солнцеподобными звездами, чтобы обнаружить и исследовать системы, похожие на Солнечную. Система rho Северной короны к ним явно не относится.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.06888.pdf

 

 

31 июля 2023
Плотный мини-нептун и планета промежуточной массы у яркой звезды HD 212729 (TOI-1052)

К настоящему моменту количество транзитных кандидатов, обнаруженных TESS, превысило 6 тысяч. Однако подтвержденных планет всего 373, поскольку процедура валидации кандидатов и измерения их массы достаточно трудоёмка и занимает много времени. Как правило, эта процедура включает в себя получение снимков окрестностей родительской звезды с высоким угловым разрешением на крупных наземных телескопах, а также несколько десятков измерений ее лучевой скорости. Нередко в процессе измерения массы транзитной экзопланеты исследователи обнаруживают у звезды дополнительные, не транзитные планеты.

24 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная планетной системе HD 212729. TESS обнаружила в ней транзитный мини-нептун, а во время измерения его массы исследователи открыли и вторую планету. Поскольку вторая планета не является транзитной, ее физическая природа пока плохо определена.

HD 212729 – звезда главной последовательности спектрального класса G0 V (по другим сведениям – F9 V), удаленная от нас на 128.7 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.204 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 1.264 ± 0.033 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно на 38% больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 212729 составляет 2.3 ± 1.0 млрд. лет.

На расстоянии 11.51 угловых секунд (~1500 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон на 5.38 звездных величин слабее. Компаньон находится примерно на том же расстоянии, что и HD 212729, так что почти наверняка звезды физически связаны и образуют широкую пару. Эффективная температура компаньона оценивается в 3600 К, это красный карлик.

TESS наблюдала звезду HD 212729 на 1 и 13 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 9.1397 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.87 ± 0.29 радиусов Земли. Чтобы измерить массу этого мини-нептуна, авторы получили 53 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса HD 212729 b оказалась равной 16.9 ± 1.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.9 ^+1.7/_-1.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.091 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.18 ± 0.09, ее эффективная температура достигает 1135 К.

HD 212729 b (подписана как TOI-1052 b) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру. Цветные линии демонстрируют модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (состоящих из воды, состоящих 50/50 из воды и горных пород, чисто силикатных, земного состава и состоящих из железа). Для сравнения приведены также Уран и Нептун (показаны треугольниками и подписаны).

Относительно высокая средняя плотность HD 212729 b говорит о том, что планета обеднена летучими в сравнении с типичными нептунами. Она может представлять собой гигантский супер-ганимед (планету, состоящую примерно наполовину из горных пород и воды), быть железокаменной суперземлей, окруженной водородно-гелиевой атмосферой массой 2.0 ^+1.4/_-0.8% полной массы планеты, а также чем-то промежуточным.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой HD 212729 b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано планетой HD 212729 c с минимальной массой 34.3 ^+4.1/_-3.7 масс Земли и орбитальным периодом 35.8 ± 0.4 суток. Орбита второй планеты также отличается заметным эксцентриситетом – 0.24 ± 0.09. Планеты близки к орбитальному резонансу 4:1 и заметно возмущают орбиты друг друга. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 719 К.

К сожалению, вторая планета не является транзитной, поэтому ее радиус и истинная масса остаются неизвестными. Она может быть как тяжелым нептуном, так и легким газовым гигантом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.11566.pdf

 

 

21 июля 2023
У красного карлика GJ 367 обнаружены еще две планеты

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. Как правило, их радиус не превышает двух радиусов Земли, а средняя плотность соответствует железокаменному составу. Распространенность суперземель с ультракороткими периодами оценивается в 0.51 ± 0.07% у солнцеподобных звезд и в 1.1 ± 0.4% у красных карликов. В отличие от «одиноких» горячих юпитеров, суперземли с ультракоротким периодом часто входят в состав многопланетных систем, поэтому их родительские звезды являются привлекательными целями для поисков дополнительных планет.

19 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух новых планет в системе GJ 367, где ранее уже была обнаружена транзитная суперземля с орбитальным периодом 0.32192 суток (7 часов 44 минуты). Чтобы уточнить массу GJ 367 b, авторы получили 294 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрометра HARPS в дополнение к уже имеющимся 77 измерениям первооткрывателей, доведя их полное количество до 371. Также они изучили фотометрию GJ 367, полученную на 35 и 36 секторах TESS.

В результате параметры GJ 367 b были существенно уточнены. Масса планеты теперь оценивается в 0.633 ± 0.05 масс Земли, радиус – в 0.699 ± 0.024 радиусов Земли, средняя плотность достигает 10.2 ± 1.3 г/куб.см (против 8.1 ± 2.2 г/куб.см у первооткрывателей). Планета почти полностью состоит из железа, на ядро приходится 91 ⁺⁷/_-23% полной массы планеты. Авторы предположили, что GJ 367 b потеряла значительную часть своей мантии в результате колоссальных столкновений, оставивших от нее почти голое ядро.

Планета GJ 367 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения синими треугольниками показаны планеты Солнечной системы Меркурий, Марс, Венера и Земля. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует еще два когерентных колебания, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что их вызывают не транзитные планеты с орбитальными периодами 11.530 ± 0.008 и 34.37 ± 0.07 суток и минимальными (m sin i) массами 4.13 ± 0.36 и 6.03 ± 0.49 масс Земли, соответственно. Большие полуоси орбит внешних планет в статье не приводятся, но по 3-му закону Кеплера их можно оценить в 0.077 и 0.16 а.е. Эксцентриситеты орбит невелики и составляют 0.09 ± 0.07 и 0.14 ± 0.09, соответственно. Температурный режим средней планеты GJ 367 c является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, температурный режим внешней планеты GJ 367 d близок к температурному режиму Земли.

Обе внешние планеты не транзитные, поэтому их радиус остается неизвестным. Возможно, они являются железокаменными суперземлями, но скорее они обогащены летучими элементами (водой или водородом и гелием). Внешняя планета GJ 367 d, скорее всего, является мини-нептуном.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.09181.pdf

 

 

20 июля 2023
Экстремально рыхлый газовый гигант WASP-193 b

Если расположить известные транзитные планеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то обнаружится обширная почти пустая область, получившая название «пустыня горячих нептунов». «Пустыня горячих нептунов» охватывает планеты с радиусами от 2 до 10 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3-5 суток. Предполагается, что планеты, попавшие в «пустыню», теряют свои водородные атмосферы и движутся по диаграмме вниз, пока не превратятся в железокаменные «огарки» высокой плотности.

Какой физический процесс очерчивает верхнюю границу пустыни горячих нептунов, пока неясно. Предложена гипотеза, согласно которой очень легкие газовые гиганты подвергаются приливному разрушению в гравитационном поле близкой звезды. Для проверки этой гипотезы нужно изучать рыхлые субсатурны низкой плотности, находящиеся вблизи верхней границы пустыни горячих нептунов.

18 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта WASP-193 b. Планета была обнаружена наземным транзитным обзором WASP-South, в дальнейшем наблюдалась TESS и рядом крупных наземных телескопов, ее массу определили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS.

WASP-193 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 V, удаленная от нас на 377.7 ± 2.2 пк. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.225 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 87 ± 18% больше солнечной. Возраст звезды составляет 4.4 ± 1.9 млрд. лет.

При радиусе 1.46 ± 0.06 радиусов Юпитера масса планеты WASP-193 b достигает только 0.14 ± 0.03 масс Юпитера (44.5 ± 9.5 масс Земли), что приводит к средней плотности 0.059 ± 0.015 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0678 ± 0.0014 а.е. (11.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.24633 суток. Равновесная температура WASP-193 b составляет 1254 ± 31 К.

Планета WASP-193 b (обведена серым кружком и подписана) на плоскости «Масса – Средняя плотность» среди других экзопланет с измеренной плотностью. Цвет планет показывает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер.

Благодаря высокой температуре и небольшой массе планеты шкала высот в атмосфере достигает 3008 ± 119 км! Это, а еще яркость родительской звезды делает WASP-193 b исключительно удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. При этом ни одна модель газовых гигантов (в том числе полностью лишенных ядра) не может воспроизвести большой радиус и низкую среднюю плотность WASP-193 b, эта планета выглядит экстремально раздутой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.08350.pdf

 

 

17 июля 2023
Два газовых гиганта у красных карликов TOI-4201 и TOI-5344

Еще в первое десятилетие экзопланетных исследований выяснилось, что распространенность планет-гигантов у солнцеподобных звезд быстро растет с увеличением металличности звезды. Эта зависимость явилась сильным доводом в пользу одной из теорий происхождения газовых гигантов, получившей название аккреции на ядро. Согласно этой теории, сначала в протопланетном диске образуется планетный эмбрион из пыли и льдов, который при достижении критической массы около 10 масс Земли начинает очень быстро расти за счет аккреции окружающего газа, формируя газовый гигант. Большое количество тяжелых элементов в диске приводит к образованию большого количества пыли, быстрому росту планетных эмбрионов и эффективному формированию газовых гигантов, тогда как при малом количестве пыли планетные эмбрионы не успевают набрать нужную массу, и газ из диска просто рассеивается.

Зависимость распространенности газовых гигантов от металличности родительских звезд была установлена для звезд FGK классов. Распространяется ли она на красные карлики – звезды с массой менее 0.6 солнечных – долгое время оставалось неясным. Газовые гиганты у красных карликов встречаются редко, особенно у самых легких звезд этого типа, что непринужденно объясняется малой массой протопланетных дисков красных карликов. Как правило, вещества в диске просто не хватает на полновесных газовых гигантов, а те гиганты, что все же иногда образуются, имеют сравнительно малую массу, это скорее «сатурны», чем «супер-юпитеры». Однако нет правил без исключений.

14 и 17 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу три статьи, посвященные измерению массы транзитного газового гиганта TOI-4201 b. Планета была обнаружена TESS на 6 секторе. Сразу три научных коллектива независимо попытались измерить массу кандидата методом лучевых скоростей, наблюдая родительскую звезду на разных спектрографах. Результаты хоть и не совпадают друг с другом, но согласуются в пределах погрешностей.

TOI-4201 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас примерно на 189 пк. Его масса оценивается в 0.63 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость меньше солнечной в 12-13 раз. Звезда отличается резко повышенным содержанием тяжелых элементов – их больше солнечного в 2, 2.7 и даже в 3.3 раза (здесь оценки разных авторов разошлись). Возраст TOI-4201 пока не известен – одни авторы оценили его в 0.7-2.0 млрд. лет, другие нашли, что он превышает 12.9 млрд. лет, а третьи вообще не пытались определить возраст этой системы.

TOI-4201 b – газовый гигант с орбитальным периодом 3.5819 суток. Массу планеты оценили в 2.57 ± 0.15, 2.59 ± 0.07 и 2.48 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.13 ± 0.02, 1.17 ± 0.04 и 1.22 ± 0.04 радиуса Юпитера, а среднюю плотность – в 2.19 ± 0.13, 2.01 ± 0.23 и 1.82 ± 0.19 г/куб.см, соответственно. Из-за невысокой светимости родительской звезды эффективная температура TOI-4201 b довольно умеренная – согласно представленным работам, она составляет 751 ± 13, 745 ± 14 или 725 ± 20 К. Как можно видеть, параметры планеты у разных авторов более-менее согласуются в пределах погрешностей, что делает ее открытие особенно надежным.

В одной из статей помимо TOI-4201 b измерили массу еще одной планеты у красного карлика – легкого газового гиганта TOI-5344 b. Она также была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.

TOI-5344 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 136.9 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.61 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.59 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 16.3 раза меньше солнечной. Как и TOI-4201, TOI-5344 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды превышает 5 млрд. лет.

При радиусе 0.95 ± 0.02 радиусов Юпитера масса планеты TOI-5344 b составляет 0.41 ± 0.04 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.604 ± 0.063 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.054) на среднем расстоянии 0.0404 ± 0.0008 а.е. и делает один оборот за 3.7926 суток. Ее эффективная температура оценивается в 689 ± 12 К.

Планеты TOI-4201 b и TOI-5344 b (показаны синим цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красным цветом показаны планеты-гиганты красных карликов TOI-3629, TOI-3714 и TOI-519.

Высокая металличность новых красных карликов с газовыми гигантами говорит о том, что для звезд малых масс действует та же закономерность, что и для солнцеподобных звезд – чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.06809.pdf
https://arxiv.org/pdf/2307.06880.pdf
https://arxiv.org/pdf/2307.07329.pdf

 

 

12 июля 2023
Ослепительные силикатные облака горячего нептуна LTT 9779 b

Горячий нептун LTT 9779 b был представлен в сентябре 2020 года. Планета попадает в середину «пустыни горячих нептунов» – ее масса оценивается в 29.3 ± 0.8 масс Земли, радиус – в 4.7 ± 0.2 радиусов Земли, а орбитальный период составляет всего 19 часов. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 3.9 звездных радиусов и сильно раскалена – ее эффективная температура достигает 1978 ± 19 К.

Высокая температура LTT 9779 b сделала ее привлекательной целью для наблюдений вторичного минимума – небольшого ослабления полного блеска системы при заходе планеты за звезду. В октябре 2020 года появились сразу две работы, посвященные наблюдениям вторичного минимума в системе LTT 9779 с помощью «Спитцера» в лучах с диной волны 3.6 и 4.5 мкм. Также исследователям удалось пронаблюдать фазовую кривую (вращаясь вокруг своей звезды, планета демонстрирует смену фаз подобно фазам Луны). Как выяснилось, теплоперенос на ночную сторону LTT 9779 b не эффективен, и ночное полушарие планеты гораздо прохладнее дневного (его температура ниже 1100 К). Кроме того, яркостные температуры дневного полушария в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм оказались существенно разными – 2305 ± 141 К и 1800 ± 120 К, соответственно. Тогда это объяснили сильным поглощением в полосе угарного газа, расположенной вблизи 4.5 мкм.

10 июля 2023 года в онлайн-версии журнала Astronomy&Astrophisics появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе LTT 9779 с помощью спутника ChEOPS. В отличие от «Спитцера», ChEOPS наблюдал LTT 9779 в оптическом диапазоне. Пронаблюдав десять вторичных минимумов, авторы оценили их среднюю глубину в 115 ± 24 ppm, что соответствует геометрическому альбедо 0.80 ^+0.10/_-0.17, сравнимому с альбедо Венеры. Планета оказалась окутана ослепительно яркими облаками.

Авторы провели моделирование свойств атмосферы LTT 9779 b с учетом не только собственных наблюдений, но и более ранних наблюдений этой системы «Спитцером» и TESS. Они нашли, что металличность атмосферы как минимум в 400 раз превышает солнечную. Обогащенность тяжелыми элементами приводит к конденсации оксидов титана и силикатов (преимущественно силиката магния) с образованием плотных облаков. Это приводит к качественному скачку – если при металличности меньше 200 вычисленное альбедо планеты близко к 0.01, при росте металличности до 400 и 1000 альбедо увеличивается до 0.45 и 0.75, соответственно.

Эмиссионный спектр дневного полушария LTT 9779 b и его сравнение с предсказаниями атмосферных моделей с разным уровнем металличности относительно солнечного. Измерение ChEOPS показано синим цветом, измерения TESS и «Спитцера» – черным цветом. Внизу графика показаны спектральные полосы, в которых велись измерения. С наблюдениями согласуются только модели с металличностью в 400 и 1000 раз больше солнечной.

Высокое содержание тяжелых элементов можно объяснить селективным улетучиванием водорода под действием мощного ультрафиолетового излучения близкой звезды и/или частичным переполнением планетой своей полости Роша и истечением протяженной водородной атмосферы (в этом случае нептун LTT 9779 b раньше был легким газовым гигантом, но существенно «облетел», сохранив в своем составе преимущественно тяжелые элементы).

Приливное взаимодействие LTT 9779 b с родительской звездой приводит к постепенному, но неуклонному снижению его орбиты. Примерно через 610 млн. лет планета упадет на родительскую звезду.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2023/07/aa46117-23/aa46117-23.html

 

 

8 июля 2023
Измерен радиус суперземли LTT 1445A c

Первая транзитная суперземля у близкого красного карлика LTT 1445A была представлена в 2019 году. Вокруг главного компонента тройной иерархической звездной системы, состоящей из маломассивных красных карликов, вращалась планета с радиусом ~1.35 радиусов Земли и орбитальным периодом 5.36 суток. Массу планеты на тот момент измерить не удалось, получилось только наложить верхний предел 8.4 масс Земли.

Наблюдения за этой интересной системой были продолжены. Через два года тот же научный коллектив представил вторую планету, внутреннюю по отношению к первой. Форма транзитной кривой указывала на то, что транзит второй планеты является скользящим (планета заходила на звездный диск только краем). Это проводило к большим неопределенностям ее радиуса, который оценили в 1.60 ^+0.67/_-0.34 радиусов Земли. Таким образом, суперземля LTT 1445A c выглядела необычно рыхлой для своей небольшой массы и высокой степени нагрева.

7 июля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям транзита LTT 1445A c на «Хаббле». Космический телескоп полностью разрешил тройную систему LTT 1445 и независимо подтвердил, что планеты вращаются именно вокруг компонента A. Авторы пронаблюдали начало транзита планеты c и пришли к выводу, что, хотя ее прицельный параметр близок к единице (планета проходит вблизи края звездного диска), транзит с достоверностью 97% все-таки не является скользящим. Это позволило измерить радиус внутренней планеты, который оказался равным 1.10 ^+0.10/_-0.07 радиусов Земли.

Также авторы собрали все имеющиеся измерения лучевой скорости LTT 1445A и заново оценили массы обеих транзитных планет. Масса планеты c оказалась равной 1.36 ± 0.19 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ^+1.7/_-1.5 г/куб.см. Масса планеты b составила 2.74 ± 0.25 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.2 ± 1.3 г/куб.см. Средние плотности обеих планет совместимы с их железокаменным составом.

Планеты LTT 1445A b и LTT 1445A c на плоскости «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных карликов (звезд с массой меньше 0.6 масс Солнца). Точечной, штрихпунктирной и пунктирной линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто каменных планет, планет земного состава и планет, состоящих из железа.

LTT 1445A – ближайший к Солнцу красный карлик с транзитными планетами, он удален от нас всего на 6.86 пк. Это делает его прекрасной целью для изучения свойств атмосфер обеих планет методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2307.02970.pdf

 

 

7 июля 2023
Измерены массы 12 транзитных планет у 8 звезд

Транзитный метод позволяет измерять радиусы экзопланет, а метод лучевых скоростей – их минимальные массы. Совместное применение обоих методов к одной планете позволяет определить ее истинную массу и среднюю плотность, а значит – оценить химический состав. Именно поэтому ученые стараются измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

В настоящее время основной «фабрикой», поставляющей новые планеты научному сообществу, является транзитная миссия TESS. TESS ведет поиск транзитов у сравнительно ярких звезд по всему небу, наблюдая каждый сектор неба по 27.4 суток. Для измерения масс транзитных кандидатов TESS в 2019 году была организована программа TESS-Keck Survey (TKS), в рамках которой измеряются лучевые скорости родительских звезд с помощью спектрографов HIRES и Levy.

30 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась 16-я статья участников программы TKS, посвященная измерению масс 12 планет в 8 системах. Все родительские звезды являются солнцеподобными (от позднего F до раннего K класа). Кроме суперземли HD 25463 c все остальные транзитные планеты попадают в размерный класс мини-нептунов. Помимо измерения масс планет авторы провели стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы).

Таблица 1. Свойства родительских звезд*

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. дет
HIP 8152 (TOI-266)	101.7 ± 0.2	G5 V	0.91 ± 0.06	0.95 ± 0.04	-0.09 ± 0.09	8.2 ± 3.1
HD 42813 (TOI-469)	68.0 ± 0.1	K0 V	0.94 ± 0.06	0.97 ± 0.03	0.33 ± 0.09	9.1 ± 3.5
HD 25463 (TOI-554)	45.18 ± 0.05	F8 V	1.19 ± 0.07	1.41 ± 0.07	-0.20 ± 0.09	3.1 ± 0.7
TOI-669	142.5 ± 0.3	G4 V	0.90 ± 0.06	0.99 ± 0.04	-0.06 ± 0.09	8.6 ± 2.9
HD 135694 (TOI-1247)	73.39 ± 0.07	K0 V	0.90 ± 0.06	1.05 ± 0.05	-0.21 ± 0.09	9.6 ± 2.4
HD 6061 (TOI-1473)	67.69 ± 0.07	G0 V	1.00 ± 0.06	1.03 ± 0.03	-0.08 ± 0.09	2.4 ± 1.7
TOI-1736	88.16 ± 0.11	G5	1.06 ± 0.08	1.38 ± 0.07	0.13 ± 0.09	8.6 ± 1.7

*Система HIP 9618 не вошла в таблицу, потому что уже была представлена ранее.

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Масса, масс Земли	Радиус, радиусов Земли	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
HIP 8152 b	10.75101 ± 0.00006	0.092 ± 0.002	< 0.14	7.8 ± 1.8	2.56 ± 0.19	2.5 ± 0.8	855 ± 28
HIP 8152 c	19.6053 ± 0.0003	0.138 ± 0.003	< 0.28	9.4 ± 2.2	2.48 ± 0.19	3.4 ± 1.1	699 ± 23
HD 42813 b	13.63083 ± 0.00003	0.109 ± 0.002	0	5.8 ± 2.4	3.36 ± 0.14	0.8 ± 0.4	755 ± 21
HD 25463 b	7.04914 ± 0.00001	0.076 ± 0.002	0	8.5 ± 3.1	2.62 ± 0.16	2.6 ± 1.1	1290 ± 41
HD 25463 c	3.04405 ± 0.00001	0.0435 ± 0.0009	0	< 4.1	1.50 ± 0.12	< 7.1	1707 ± 54
TOI-669 b	3.94515 ± 0.00002	0.047 ± 0.001	< 0.23	9.8 ± 1.5	2.60 ± 0.17	3.0 ± 0.7	1235 ±37
HD 135694 b	15.92346 ± 0.00002	0.120 ± 0.003	< 0.42	5.7 ± 2.1	2.51 ± 0.14	2.0 ± 0.8	815 ± 27
HD 6061 b	5.25447 ± 0.00001	0.059 ± 0.001	0	10.8 ± 2.7	2.45 ± 0.09	4.0 ± 1.1	1194 ± 28
TOI-1736 b	7.07309 ± 0.00001	0.074 ± 0.002	< 0.16	11.9 ± 1.6	3.05 ± 0.19	2.3 ± 0.5	1186 ± 41
TOI-1736 c	571.3 ±0.5	1.37 ± 0.03	0.369 ± 0.002	7.8 ± 0.4 масс Юпитера	–	–	274 ± 10

Средние плотности планет говорят об их обогащенности летучими элементами. Однако пока не ясно, являются ли эти планеты железокменными ядрами, окутанными водородно-гелиевыми атмосферами с массой 1-5% полной массы планеты, или представляют собой горячие супер-ганимеды (океаниды), включающие в себя значительную долю воды. «Рыхлые» мини-нептуны HIP 9618 b, c, HD 42813 b и TOI-1736 b должны быть окутаны протяженными водородными атмосферами массой 5-10%, иначе их низкую среднюю плотность объяснить невозможно.

Новые планеты (показаны звездами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Большое значение метрики трансмиссионного спектра (TSM) делает планеты HIP 9618 b и HD 25463 b удобными целями для изучения свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04420.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1