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

30 ноября 2016
Получен эмиссионный спектр горячего гиганта WASP-103 b
прямая ссылка на эту новость

С помощью третьей широкоугольной камеры (WFC3) космического телескопа им. Хаббла проведена эмиссионная спектроскопия транзитного очень горячего юпитера WASP-103 b, вращающегося вокруг своей звезды на расстоянии всего 3 звездных радиусов. Планета интересна тем, что находится на грани приливного разрушения – большая полуось ее орбиты всего на 16 ± 5% больше радиуса Роша родительской звезды. Было проведено измерение глубины вторичного минимума в 22 узких спектральных полосах, расположенных в диапазоне 1.1-1.7 мкм, это позволило построить эмиссионный спектр дневного полушария планеты WASP-103 b. Напомню, что вторичным минимумом называют незначительное ослабление блеска системы при заходе планеты за диск звезды.

«Хаббл» наблюдал WASP-103 15 и 17 июня 2015 года.

Измеренная глубина вторичного минимума позволила измерить яркостную температуру дневного полушария WASP-103 b – она оказалась равной 2890К.


Эмиссионный спектр планеты WASP-103 b. Синим цветом показаны данные, полученные 15 июня 2015 года, красным цветом – данные, полученные 17 июня 2015 года, черным цветом – среднее между ними. Серой полосой показана область, где значения отличаются от среднего менее чем на одно стандартное отклонение.

Сравнение полученного спектра с различными моделями атмосферы WASP-103 b не позволяет сделать между ними однозначный выбор. Данные хорошо описывает и модель изотермической атмосферы, и модель с температурной инверсией на уровне давлений ~0.01 бар. Возможно, на этой высоте расположены облака или плотная дымка.


Сравнение наблюдательных данных (показаны черными квадратами, отрезки показывают величины погрешностей) с различными моделями атмосферы WASP-103 b. Лучше всего имеющийся эмиссионный спектр описывает модель с солнечным химическим составом и температурной инверсией на уровне давления 0.01 бар (показана синим цветом), однако другие модели также не исключаются.

Авторы исследования призывают провести наблюдения вторичного минимума этой системы на других волнах, в частности, в оптическом диапазоне. Это позволит наблюдать полосы оксидов ванадия и титана (если они там есть) и подтвердить наличие температурной инверсии в атмосфере WASP-103 b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.09272.pdf

 

 

29 ноября 2016
EPIC 220504338 b: плотный гигант с массивным ядром
прямая ссылка на эту новость

К настоящему времени открыто более трех сотен транзитных горячих юпитеров – планет-гигантов с орбитальными периодами короче 10 земных суток, нагретых близкой звездой до температур свыше 1000К. Уже известно, что эти планеты не представляют собой однородную группу объектов – они сильно отличаются друг от друга массой, радиусом, средней плотностью, химическим составом, альбедо и наличием или отсутствием облаков. Часть горячих юпитеров являются «раздутыми» – их радиусы оказываются гораздо больше, чем предсказывают модели водородно-гелиевых планет, а средняя плотность – очень низкой. Другие горячие юпитеры, напротив, компактны и плотны. Высокую плотность таких планет связывают с наличием массивного ядра из тяжелых элементов, составляющего значительную долю массы всей планеты.

24 ноября 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию компактного горячего юпитера EPIC 220504338 b. Планета была открыта космическим телескопом им. Кеплера в рамках 8-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2, ее планетная природа была подтверждена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа FEROS.

EPIC 220504338 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V или G4 V, удаленная от нас на 553 +59/-43 пк. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.05 +0.11/-0.08 солнечных радиусов, светимость составляет 1.02 +0.24/-0.18 светимостей Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст EPIC 220504338 составляет 5.9 +2.7/-3.4 млрд. лет.

При массе планеты EPIC 220504338 b, равной 1.28 ± 0.12 масс Юпитера, ее радиус составляет всего 0.91 +0.10/-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.08 +0.66/-0.57 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0575 +0.0074/-0.0057 а.е. (~11.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.81771 ± 0.00004 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1163 ± 43К в случае нулевого альбедо и в 822 ± 31 К в случае альбедо, равного 0.75.

При своей массе и эффективной температуре гигант EPIC 220504338 b оказывается слишком плотным для чисто водородно-гелиевой планеты. Авторы полагают, что планета имеет крупное ядро из тяжелых элементов, чья масса достигает ста масс Земли. Надо отметить, что это не единственный случай горячего юпитера с крупным тяжелым ядром – еще более тяжелые ядра есть у планет WASP-130 b и CoRoT-13 b.


Планета EPIC 220504338 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Черными линиями показаны теоретические зависимости «масса – радиус» для планет возрастом 4.5 млрд. лет, расположенных на расстоянии 0.045 а.е. от Солнца – сплошной линией для планет без ядра и пунктирной линией для планет с ядром массой 100 масс Земли.



Планета EPIC 220504338 b (показана красным цветом) на плоскости «эффективная температура – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Серым цветом показаны «горячие» юпитеры (T > 1000K), голубым цветом – «теплые» юпитеры (T < 1000K).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.07614v1.pdf

 

 

24 ноября 2016
HD 86950 b и HD 222076 b: массивные планеты у оранжевых гигантов
прямая ссылка на эту новость

Поиск планет у звезд, более массивных, чем Солнце, обычно ведут в системах, где родительские звезды уже сошли с главной последовательности и начали эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Будучи на главной последовательности, эти звезды имеют спектральный класс A или ранний F, они быстро вращаются, их спектры лишены четких узких линий, что сильно затрудняет измерение лучевых скоростей с приемлемой точностью. Напротив, после схода с главной последовательности радиус звезд увеличивается, температура фотосферы и скорость вращения падают, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому подавляющее большинство планет у звезд, более массивных, чем Солнце, открыто у оранжевых гигантов.

24 ноября 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет у оранжевых гигантов HD 86950 и HD 222076. Планеты были открыты методом измерения лучевых скоростей Тихоокеанским планетным обзором (PPPS). В рамках этого обзора с 2009 по 2015 год велся мониторинг лучевых скоростей 164 оранжевых гигантов южного неба с помощью спектрографов UCLES, установленного на 3.9-метровом Англо-Австралийском телескопе, CHIRON, установленного на 1.5-метровом телескопе CTIO, и FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе в Ла Силья. Точность единичного замера составила 2-5 м/с для разных ночей и разных инструментов.

Тщательный анализ маркеров звездной активности показал, что колебания лучевых скоростей звезд HD 86950 и HD 222076 не связаны с их внутренней активностью, а вызваны гравитационным влиянием массивных планет.

HD 86950 (HIP 49129) – оранжевый гигант спектрального класса K1 III, удаленный от нас на 169 ± 22 пк. Его масса оценивается в 1.66 ± 0.25 солнечных масс, радиус достигает 8.8 ± 0.6 солнечных радиусов, светимость в ~36.3 раза превосходит солнечную. Всего было получено 20 замеров лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 86950 b достигает 3.6 ± 0.7 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.72 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.16, и делает один оборот за 1270 ± 57 земных суток (~3.5 земных года). Несмотря на широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды температурный режим планеты примерно соответствует температурному режиму Меркурия.

HD 222076 (HIP 116630) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 83.5 ± 4.3 пк. Масса звезды составляет 1.07 ± 0.25 солнечных масс, радиус – 4.1 ± 0.6 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.5 раз превышает солнечную. Всего было получено 37 замеров ее лучевой скорости.

Минимальная масса планеты HD 222076 b оценивается в 1.56 ± 0.11 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг родительской звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.83 ± 0.03 а.е. и завершает один оборот за 871 ± 19 земных суток (~2.4 земных года). Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.


Новые планеты (показаны красными кружками) на плоскости «большая полуось орбиты – минимальная масса» на фоне других планет, вращающихся вокруг звезд-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.07648.pdf

 

 

21 ноября 2016
K2-56 b: тяжелая суперземля с массой Нептуна
прямая ссылка на эту новость

Открытия двух последних десятилетий показали широчайшее разнообразие планет и планетных систем. Как оказалось, планеты Солнечной системы вовсе не являются образцом для всех внесолнечных планет, а строение Солнечной системы – типичным. Новые открытия только подтверждают и расширяют это разнообразие.

В среднем радиусы планет земного типа не превышает ~1.6 радиусов Земли, при дальнейшем увеличении размеров начинает расти доля летучих элементов в составе планет, а их средняя плотность быстро падает. При радиусах свыше 2 радиусов Земли подавляющее большинство планет является уже мини-нептунами с протяженными водородно-гелиевыми атмосферами. Однако нет правил без исключений.

15 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию массивной суперземли K2-56 b. При массе, сравнимой с массой Нептуна, эта планета демонстрирует среднюю плотность планеты земного типа! При этом планета отнюдь не является экстремально горячей, а значит, она не может быть планетным «огарком», ядром нептуна с испарившейся водородно-гелиевой атмосферой.

Транзитный кандидат EPIC 210848071 был обнаружен в рамках 4-й наблюдательной кампании «Кеплера», продлившейся с 7 февраля по 23 апреля 2015 года. За это время кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, в октябре-декабре 2015 года ее лучевые скорости измерял спектрометр HARPS (всего было сделано 23 замера с точностью 2-4 м/с). Все это позволило, во-первых, убедиться, что оба транзитных события вызваны одной планетой, а во-вторых, определить ее массу, радиус и среднюю плотность.

K2-56 (EPIC 210848071, BD +20 594) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 152.1 +9.7/-7.4 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.93 +0.05/-0.04 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 88% солнечной светимости. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.4 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды составляет 3.3 +2.0/-1.5 млрд. лет.

При радиусе 2.23 +0.14/-0.11 радиусов Земли масса планеты K 2-56 b достигает 16.3 ± 6 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.9 +3.4/-3.1 г/куб.см! Эта массивная суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.24 ± 0.02 а.е. (~56 звездных радиусов) и делает один оборот за 41.6855 ± 0.003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 546 ± 19К при альбедо, равным нулю, и в 386 ± 13К при альбедо, равном 0.75.


Планета K2-56 b (отмечена красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветными кружками показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Серой, коричневой и голубой линиями показаны модельные зависимости масса-радиус для чисто железных, чисто каменных и чисто водных планет.

Хотя средняя плотность K2-56 b близка к средней плотности чисто каменных планет, более реалистичными являются трехслойные модели, включающие в себя железное ядро, каменную мантию и ледяную оболочку (а возможно, и тонкую водородно-гелиевую атмосферу). Пока погрешности в измерении массы планеты слишком велики, чтобы можно было делать какие-либо определенные выводы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1601.07608v2.pdf

 

 

18 ноября 2016
Тяжелый нептун K2-60 b и горячий юпитер EPIC 216468514 b
прямая ссылка на эту новость

Распределение внесолнечных планет по массам является предметом оживленных дискуссий. С одной стороны, с уменьшением массы планет-гигантов их количество быстро растет. С другой стороны, ряд моделей предсказывает недостаток планет с массами, промежуточными между массой Сатурна и Нептуна, на близких к звезде орбитах. Этот недостаток называют «пустыней субсатурнов» и объясняют быстрым испарением протяженных атмосфер сравнительно маломассивных газовых гигантов. Однако существует ли эта «пустыня» в действительности?

14 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет-гигантов, обнаруженных «Кеплером» в рамках миссии K2. Одна из планет (K2-60 b) уже была представлена ранее, но только в качестве транзитного кандидата, прошедшего процедуру валидации (статистического подтверждения) без измерения массы. Вторая – EPIC 216468514 b – анонсируется впервые. Массы обеих планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FIES, установленного на 2.56-метровом Северном оптическом телескопе (NOT), и HARPS-N, установленного на 3.58-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG).

K2-60 (EPIC 206038483) – солнцеподобная звезда спектрального класса G4 V. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.12 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость на пару процентов превышает светимость Солнца. Звезда отличается солидным возрастом – он достигает 10 ± 3 млрд. лет. Расстояние до K2-60 не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 400 пк.

Масса планеты K2-60 b составляет 0.43 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – 0.68 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.7 ± 0.3 г/куб.см. Такая высокая средняя плотность говорит о том, что перед нами скорее тяжелый нептун, чем типичный газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.045 ± 0.003 а.е. (~7.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.00265 ± 0.00004 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1400 ± 50К.

EPIC 216468514 – звезда, недавно сошедшая с главной последовательности и уже начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее спектральный класс – F9 IV, масса оценивается в 1.30 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 1.78 ± 0.16 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.75 раз превышает светимость Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 826 пк. Возраст системы составляет 4.25 ± 1.75 млрд. лет.

EPIC 216468514 b – типичный горячий юпитер. Масса планеты составляет 0.84 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – 1.44 ± 0.15 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.35 ± 0.1 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.048 ± 0.005 а.е. (~5.75 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.31392 ± 0.00002 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1780 ± 90К.


K2-60 b (красный кружок) и EPIC 216468514 b (зеленый кружок) на плоскости «эффективная температура планеты – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Синим цветом показаны планеты, обнаруженные «Кеплером» (как в рамках основной миссии, так и миссии K2), серым цветом – все остальные планеты.

График распределения планет на плоскости «эффективная температура – радиус» наглядно демонстрирует увеличение степени «раздутости» планет по мере роста их эффективной температуры и «пустыню субсатурнов», а также резкое увеличение количества нептунов и еще более мелких планет – мини-нептунов и суперземель, по сравнению с числом планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.03704.pdf

 

 

16 ноября 2016
Проведена трансмиссионная спектроскопия десяти горячих гигантов
прямая ссылка на эту новость

Трансмиссионная спектроскопия (анализ зависимости глубины транзита от длины волны падающего света) – мощный метод изучения атмосфер внесолнечных планет. Методом трансмиссионной спектроскопии в атмосферах различных транзитных экзопланет были обнаружены водяной пар, угарный газ, метан, натрий, калий, и сделаны выводы о наличии или отсутствии плотных облаков или тонкой дымки. Нет никаких сомнений, что у этого метода большое будущее.

7 октября 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии десяти транзитных горячих гигантов WASP-6 b, WASP-12 b, WASP-17 b, WASP-19 b, WASP-31 b, WASP-39 b, HD 189733 b, HD 209458 b, HAT-P-1 b и HAT-P-12 b. Транзиты этих планет наблюдались спектрографом STIS космического телескопа им. Хаббла и камерой IAC космического телескопа им. Спитцера. Для планеты HD 189733 b данные были получены также инфракрасным спектрометром «Хаббла» NICMOS. Полученные зависимости сравнивались с моделями атмосфер горячих юпитеров, охватывающими широкий диапазон различных параметров облаков (варьировалось давление на верхней кромке облаков, характер рассеяния – рэлеевский для мелких частиц или «серый» для более крупных, и т.д.). Для каждой планеты было проведено по 3600 численных прогонов с разными параметрами облачного слоя, и только около 2% рассчитанных моделей дали удовлетворительное согласие с наблюдательными данными.

Давно известно, что горячие юпитеры не представляют собой однородную группу объектов, они сильно различаются по средней плотности, химическому составу, альбедо и наличию/отсутствию облаков. Результаты, полученные авторами исследования, также оказались весьма разнообразными. Для начала – трансмиссионные спектры всех без исключения планет продемонстрировали наличие в их атмосферах аэрозоля. Часть планет (WASP-31 b и HD 209458 b), чья эффективная температура попала в диапазон 1300-1700К, оказалась окутана плотными серыми облаками. Более прохладные планеты (HAT-P-12 b, WASP-6 b и HD 189733 b) оказались синими – затянутые тонкой дымкой, поднимающейся до уровня давления 0.01 мбар, они демонстрировали преобладание рэлеевского рассеяния света. Интересно, что синими оказались и наиболее горячие планеты WASP-17 b, WASP-19 b и WASP-12 b! Планету WASP-39 b с эффективной температурой 1117К лучше всего удалось описать двухкомпонентной моделью с плотным облачным слоем и тонкой надоблачной дымкой.

Расположение верхушек облаков в атмосферах различных планет также оказалось очень разным. Так, верхняя кромка облаков в атмосфере HAT-P-1 b располагается на уровне 100 мбар, воздух выше этого уровня чист и прозрачен. Настолько же глубоко в атмосфере (100 мбар) расположены «серые» облака горячего юпитера WASP-31 b. Однако подавляющее большинство других планет обнаруживает следы протяженной дымки вплоть до уровня давлений 0.01 мбар и даже выше.

Авторы немного размышляют о химическом составе облачных частиц. По их мнению, при температуре ~1500 K в атмосфере могут конденсироваться серые частицы металлического железа, а при температурах ~1000 K – яркие сульфат натрия, сульфат марганца и хлорид калия.

Надо сказать, для некоторых планет (HD 189733 b, WASP-12 b) экспериментальные точки плохо ложились на любую из рассчитанных моделей, что говорит или о недостатках моделирования (неучете каких-то важных факторов), или о низком качестве полученных трансмиссионных спектров. Будущие наблюдения (особенно наблюдения с помощью космического телескопа им. Джеймса Вебба) помогут прояснить этот вопрос.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.03704.pdf

 

 

9 ноября 2016
Открыта суперземля у близкого красного карлика GJ 536
прямая ссылка на эту новость

Близкие, сравнительно яркие и малоактивные красные карлики являются очень привлекательной целью для поиска рядом с ними маломассивных планет. И данные «Кеплера», и многочисленные RV-обзоры свидетельствуют, что планеты-гиганты встречаются рядом с красными карликами достаточно редко, но планеты меньших масс (нептуны и суперземли) весьма распространены. Разные авторы предлагают различные, но близкие оценки распространенности скалистых планет у М-звезд. Так, в 2013 году Bonfils с коллегами оценил распространенность каменных планет с периодом короче 10 земных суток в 0.36 +0.24/-0.10 на одну звезду. Распространенность каменных планет в обитаемой зоне красных карликов оценивается в 0.41 +0.54/-0.13 (Bonfils), 0.46 +0.20/-0.15 (Gaidos), 0.48 +0.12/-0.24 (Kopparapu). Как мы видим, последние три оценки хорошо согласуются друг с другом, но погрешности еще слишком велики, чтобы считать эту задачу решенной.

8 ноября 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли или мини-нептуна у близкого красного карлика GJ 536. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS (146 замеров за период 11.7 лет) и HARPS-N (12 замеров в апреле-мае 2016 года).

GJ 536 (HD 122303, HIP 68469) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 10 пк. Его масса оценивается в 0.52 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.50 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 23.8 раза меньше солнечной.

Лучевая скорость звезды демонстрирует два хорошо заметных колебания с периодами ~8.7 и ~43.9 земных суток. Близость второго периода к периоду вращения звезды (43.87 ± 0.8 суток) и его корреляция с различными проявлениями хромосферной активности (S-индексом и др.) говорит о том, что колебания с периодом 43.9 суток обусловлены собственной активностью звезды. Напротив, колебания с периодом 8.7 суток ни с чем не коррелируют, отличаются высокой когерентностью и почти наверняка вызваны гравитационным влиянием планеты.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 536 b составляет 5.36 +0.69/-0.62 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0666 а.е. и эксцентриситетом 0.08 +0.09/-0.06, и делает один оборот за 8.7076 ± 0.0025 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 344К при альбедо 0.75 (альбедо Венеры) и в 487К при альбедо, равном нулю.

Авторы открытия подчеркивают, что «остаточные» (получающиеся при вычете влияния планеты и вращения звезды) колебания лучевой скорости GJ 536 оставляют возможность наличия в этой системе дополнительных планет. На орбитах короче 10 суток возможны планеты с массой порядка массы Земли, на орбитах 10-400 суток возможны суперземли с массой менее 10 масс Земли, наконец, на орбитах с периодом ~3 лет возможны и нептуны с массами меньше 20 масс Земли. Дальнейшие наблюдения помогут прояснить этот вопрос.


Планеты у М-звезд на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Разными значками показаны планеты у звезд спектральных классов M0, M1, M2, M3, M4 и M5. Красным незаполненным кружком показана планета GJ 536 b. По горизонтальной и вертикальной осям отложены распределения количества планет в зависимости от их периода и массы, соответственно. Голубой полосой показано сочетание параметров, которыми могут обладать дополнительные планеты в системе GJ 536. Зелеными трапециями показаны консервативная и оптимистическая обитаемые зоны у звезды GJ 536.

Геометрическая вероятность транзитов планеты GJ 536 b в этой системе – 3.5%, достаточно много, чтобы имело смысл попытать счастья. Авторы статьи предлагают это сделать другим научным коллективам (сами они транзитов не искали). При ожидаемом радиусе планеты в 2-4 радиуса Земли ее транзиты легко сможет обнаружить транзитная миссия TESS, чей запуск ожидается в 2017 году (конечно, если нам повезет и GJ 536 b действительно проходит по диску своей звезды).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.02122.pdf

 

 

2 ноября 2016
Измерено альбедо очень теплого нептуна HAT-P-11 b
прямая ссылка на эту новость

Очень теплый нептун HAT-P-11 b был обнаружен в 2009 году наземным транзитным обзором HATNet. Его родительская звезда – активный оранжевый карлик спектрального класса K4 V – попала на Поле Кеплера и получила дополнительное наименование Kepler-3. В 14 наблюдательных кварталах «Кеплер» снимал фотометрию HAT-P-11 в «короткой» моде (каждую минуту), охватив 222 транзитных события. Богатейшие ряды наблюдений позволили пронаблюдать многочисленные проходы планеты на фоне пятен, в изобилии покрывающих диск активной звезды.

После достаточно изощренной математической обработки данных (в частности, для уменьшения влияния собственной активности звезды авторы исследования отобрали 21 транзитное событие, не искаженное пересечением планетой какого-либо пятна, и определили орбитальный период планеты с высочайшей точностью) авторы обнаружили слабый вторичный минимум глубиной 6.1 ± 1.1 ppm.


Транзит (слева) и вторичный минимум (справа) планеты HAT-P-11 b.

Глубина вторичного минимума соответствует альбедо планеты, равному 0.39 ± 0.07, что близко к альбедо Нептуна, а его фаза – 0.659, а не 0.5 – говорит о заметном эксцентриситете орбиты HAT-P-11 b. О не равном нулю эксцентриситете этой планеты было известно и раньше благодаря анализу замеров лучевой скорости звезды, но теперь величину эксцентриситета удалось измерить с гораздо большей точностью – 0.2646 +0.0007/-0.0005. Из-за эксцентричности орбиты эффективная температура планеты меняется от 630 до 950К.

Авторы выражают надежду, что будущие наблюдения системы HAT-P-11 с помощью космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) помогут обнаружить смену фаз HAT-P-11 b и прямо определить температуры ее дневного и ночного полушарий.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1611.00153v1.pdf

 

 

1 ноября 2016
Обнаружены две планеты у «двойника Солнца» HD 122194
прямая ссылка на эту новость

К настоящему времени открыто более 3.4 тысяч внесолнечных планет, но только небольшая их доля вращается вокруг звезд – двойников Солнца. Чтобы восполнить пробел и изучить зависимость свойств планетных систем солнцеподобных звезд от их металличности, на Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили, работает программа 188.C-0265 по поиску планет у звезд – аналогов Солнца. В рамках программы с помощью спектрографа HARPS регулярно и с высокой точностью измеряются лучевые скорости 65 звезд. Обзором уже открыт аналог Юпитера у звезды HIP 11915, а также получены сильные верхние пределы на массы возможных планет у двойников Солнца 18 Скорпиона и HIP 102152.

31 октября 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у звезды HD 122194. Открытие было сделано на основе 45 замеров лучевой скорости этой звезды, полученных в 2012-2016 годах, точность единичного замера составила 0.6-1.5 м/с для разных ночей.

HD 122194 (HIP 68468) – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 87.8 ± 11.5 пк. Ее масса составляет 1.05 ± 0.01 солнечных масс. Про радиус в статье ничего не говорится, но исходя из видимой звездной величины HD 122194 (+9.36), расстояния до нее и эффективной температуры (5857 ± 8К), его можно оценить в ~1.06 солнечных радиусов. Звезда отличается зрелым возрастом – различные авторы дают ей 5.9 ± 0.4, 5.2 ± 0.5 и 6.4 ± 0.8 млрд. лет. Тяжелых элементов в ее составе чуть больше, чем в составе Солнца – примерно на 16%. Таким образом, эта звезда действительно очень близка к Солнцу по всем своим параметрам.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 122194 b – 2.9 ± 0.8 масс Земли. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.029744 ± 0.000003 а.е. и делает один оборот за 1.8374 ± 0.0003 земных суток. Формально эксцентриситет ее орбиты довольно велик – 0.24 +0.24/-0.17, но погрешности настолько значительны, что тут сложно делать какие-то выводы. Авторы открытия отмечают, что на таком малом расстоянии от звезды приливное скругление орбиты происходит очень быстро, на временах менее 1 млрд. лет. Возможно, с накоплением новых данных значение эксцентриситета уменьшится.

Минимальная масса внешней планеты HD 122194 c достигает 26 ± 4 масс Земли, таким образом, эта планета является тяжелым нептуном или легким газовым гигантом. HD 122194 с вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.664 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.11 +0.14/-0.08, и делает один оборот за 194 ± 2 земных суток. Температурный режим этой планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы открытия получили время на космическом телескопе им. Спитцера и намереваются поискать на кривой блеска HD 122194 транзиты внутренней планеты b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1610.09067v1.pdf

 

 

26 октября 2016
Наблюдения на «Спитцере» подтвердили наличие планеты K2-18 b
прямая ссылка на эту новость

Транзитный мини-нептун K2-18 b был открыт в рамках 1-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2. Эта планета имеет радиус 2.28 радиусов Земли и вращается почти точно по эффективной земной орбите (уровень инсоляции составляет 1.05 ± 0.22 земного) вокруг сравнительно яркого красного карлика спектрального класса M2.5 V, делая один оборот за ~33 земных суток.

Однако 1-я наблюдательная кампания длилась всего 75 суток, и за это время произошло только два транзитных события. Наблюдение двух транзитных событий, пусть даже одинаковой глубины и продолжительности, не гарантирует, что они оба вызваны одной и той же планетой: возможно, это две планеты примерно одинакового размера с большим орбитальным периодом, каждая из которых лишь один раз прошла по диску своей звезды. Чтобы исключить этот сценарий, необходимо было наблюдать звезду K2-18 во время предполагаемого транзита планеты K2-18 b и убедиться, что новый проход планеты по диску звезды соответствует эфемериде.

29 августа 2015 года звезда K2-18 в течение 8.1 часов наблюдалась космическим ИК-телескопом им. Спитцера в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Примерно в предсказанное время действительно произошел транзит ожидаемой глубины и продолжительности, что исключило альтернативные объяснения двум транзитным событиям и подтвердило, что все транзиты вызваны одной планетой – K2-18 b. Однако транзит наблюдался на 1.85 часов раньше, чем предсказывала линейная эфемерида, разница достигала 7 стандартных отклонений. Тщательно изучив фотометрию «Кеплера», авторы исследования пришли к выводу, что дело не в вариациях времени наступления транзитов, вызванных гравитационным влиянием еще одной планеты, а в изначальном некорректном определении периода из-за аномалии в данных «Кеплера», вызванных частицей космических лучей. Учет этой аномалии позволил уточнить орбитальный период и другие параметры планеты K2-18 b.

Итак, K2-18 b – мини-нептун с радиусом 2.28 ± 0.025 радиусов Земли, вращающийся вокруг родительской звезды на среднем расстоянии 0.143 ± 0.0065 а.е. и делающий один оборот за 32.9396 ± 0.0001 земных суток. Уточнение орбитального периода K2-18 b поможет «не потерять» его будущим миссиям (например, JWST), которые в противном случае не обнаружили бы транзит этой планеты в предсказанное время.

Масса планеты K2-18 b пока не измерена. Ожидаемая амплитуда колебаний лучевой скорости родительской звезды, наведенных планетой, составляет 1-2 м/с. Звезда K2-18 слишком тускла (ее видимая звездная величина +13.5), чтобы можно было надежно измерить такую малую скорость. Однако в ИК-диапазоне звезда более яркая (в полосе K ее блеск достигает +8.9 звездных величины), так что она станет прекрасной целью для будущих инфракрасных спектрографов, таких, как CARMENES, SPIRou и других.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1610.07249v1.pdf

 

 

18 октября 2016
Определено наклонение орбиты и истинная масса планеты HD 88133 b
прямая ссылка на эту новость

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд – один из наиболее мощных методов поиска экзопланет, с его помощью были открыты сотни планет. Однако метод лучевых скоростей не позволяет измерить истинную массу планеты, а только минимальную массу (произведение m sin i, где i – наклонение орбиты планеты к лучу зрения). В случае, если планета проходит по диску своей звезды (т.е. является транзитной), наклонение орбиты и истинная масса легко вычисляются. Но как быть с нетранзитными планетами?

30 сентября 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная определению орбиты и измерению истинной массы не транзитного горячего гиганта HD 88133 b. Исследователи наблюдали систему HD 88133 b с помощью инфракрасного спектрографа NIRSPEC, установленного на 10-метровом телескопе Кек II, в полосах инфракрасного диапазона L (3.0-3.4 мкм) и K (2.0-2.4 мкм). Изучался профиль линий водяного пара и угарного газа. Полосы угарного газа в полосе K оказались «замыты» теллурическими линиями углекислого газа, и полученные данные были признаны ненадежными. С линиями водяного пара в полосе L исследователям повезло больше – удалось обнаружить очень слабые линии, образующиеся в атмосфере планеты HD 88133 b, сдвиг которых находился в противофазе со сдвигом линий в атмосфере звезды. Иначе говоря, система HD 88133 в ИК-диапазоне оказалась подобной спектральной двойной звезде. Измерение сдвига линий водяного пара в атмосфере HD 88133 b позволило определить лучевую скорость планеты (40 ± 15 км/с), наклонение ее орбиты (15 +6/-5 °) и истинную массу (1.02 +0.61/-0.28 масс Юпитера).

Авторы статьи отмечают, что при должной доработке предложенный метод позволит определять массу и наклонение орбиты нетразитных планет вплоть до планет земного типа. Особенно продуктивным метод выглядит при использовании высокоточных инфракрасных спектрографов следующего поколения, которые будут устанавливаться на крупнейших наземных телескопах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1609.09074.pdf

 

 

10 октября 2016
OGLE-2007-BLG-349L(AB) c: аналог Сатурна у тесной пары красных карликов
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать планеты, недоступные для всех остальных методов – например, маломассивные планеты, расположенные далеко за снеговой линией. Однако у этого метода есть важный недостаток – неоднозначность решений для объекта-линзы. Одну и ту же кривую блеска фоновой звезды могут давать сразу несколько различных конфигураций линзы (обычно таких решений оказывается четыре). Чтобы выбрать среди них одно истинное, необходимы дальнейшие наблюдения. Часто эти наблюдения проводятся через несколько лет после события микролинзирования, чтобы звезда-источник и звезда-линза успели разойтись на небесной сфере достаточно, чтобы наблюдаться раздельно.

21 сентября 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты OGLE-2007-BLG-349L(AB) c. Для уточнения конфигурации системы-линзы и выбора истинного решения понадобилось девять лет!

Событие микролинзирования OGLE-2007-BLG-349 было замечено микролинзовым обзором OGLE 2 июля 2007 года. Через месяц его независимо обнаружил микролинзовый обзор MOA под именем MOA-2007-BLG-379. В середине августа стало ясно, что это событие, скорее всего, усилит блеск фоновой звезды в сотни раз, а это значит, что оно будет чувствительно к возможным планетам у звезды-линзы. К наблюдениям подключились телескопы наблюдательных сетей µFUN, Robonet и PLANET. 4 сентября на кривой блеска появилась аномалия, говорящая о двойственности линзы. В период 22 часов вокруг максимума блеска фотометрию фоновой звезды снимали каждые 55 минут!

Тщательный анализ кривой блеска показал наличие даже не двух, а трех тел, иначе говоря, линза оказалась тройной. Имеющуюся кривую блеска хорошо описывали две модели – звезды с двумя планетами и одной планеты у тесной двойной звезды. Измерения микролинзового параллакса (искажения кривой блеска, вызванного движением Земли по орбите вокруг Солнца) позволили определить полную массу линзы – 0.7 солнечных масс. Но как распределяются эти массы?

Космический телескоп им. Хаббла наблюдал систему OGLE-2007-BLG-349 дважды – 8 октября 2007 года (через 33 суток после максимума блеска) и 4 мая 2008 года (через 243 суток после максимума блеска). Во время первого наблюдения блеск фоновой звезды оказался усилен гравитационным полем линзы в 3.444 раза, во время второго – в 1.036 раза (т.е. событие микролинзирования уже практически завершилось). Измеренный блеск соответствовал модели планеты, вращающейся вокруг пары М-звезд, а не двум планетам, вращающимся вокруг одной звезды, находилась ли эта звезда на главной последовательности или была белым карликом.

Окончательно, система OGLE-2007-BLG-349 выглядит так.

Вокруг тесной пары М-карликов массой 0.41 ± 0.07 и 0.30 ± 0.07 солнечных масс вращается планета с массой 80 ± 13 масс Земли (0.25 ± 0.04 масс Юпитера). Красные карлики находятся друг от друга на расстоянии 0.061 ± 0.007 а.е. (в проекции на небесную сферу) или 0.080 +0.027/-0.015 а.е. (в пространстве), и делают один оборот вокруг общего центра масс за 9.7 +5.4/-2.5 земных суток. «Сатурн» OGLE-2007-BLG-349L(AB) c удален от пары звезд на 2.59 +0.43/-0.34 а.е. (в проекции на небесную сферу) или на ~3.2 а.е. в пространстве. Если его орбита близка к круговой, он делает один оборот вокруг звездной пары примерно за 7 лет. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Сатурна и Урана.

Система удалена от нас на 2.76 ± 0.38 кпк.

Авторы открытия полагают, что такие системы (тесная пара звезд и планета, располагающаяся далеко за границей динамической устойчивости) должны быть весьма распространены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1609.06720.pdf

 

 

7 октября 2016
Нет утечки водорода из экзосферы очень теплого мини-нептуна HD 97658 b
прямая ссылка на эту новость

Планета HD 97658 b была открыта в конце 2010 года методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Хотя геометрическая вероятность транзитной конфигурации составляла всего ~4%, ученым повезло – в сентябре 2011 года было объявлено об открытии транзитов этой планеты. Наблюдения транзитов позволили существенно уточнить все параметры HD 97658 b – определить ее истинную массу, радиус и среднюю плотность. Масса планеты оказалась равной 7.55 ± 0.8 масс Земли, радиус – 2.25 ± 0.1 радиусов Земли (по другим данным – 2.39 радиусов Земли). Средняя плотность планеты составила 3.9 +0.7/-0.6 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите (эксцентриситет ~0.078) на среднем расстоянии 0.08 а.е. и делает один оборот за 9.49 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в ~725 K.

Такая средняя плотность совместима с широким спектром вариантов внутреннего строения HD 97658 b. Планета может оказаться океанидой, богатой водяным льдом, а может состоять из каменного ядра и протяженной водородной оболочки. Ее может окружать как водородно-гелиевая атмосфера, так и относительно компактная атмосфера из более тяжелых газов.

16 сентября 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям транзитов HD 97658 b в линии атомарного водорода Лайман альфа с помощью ультрафиолетовой камеры STIS космического телескопа им. Хаббла. Наблюдения транзитов в резонансных линиях позволяет изучать протяженные разреженные короны транзитных планет. Так, наблюдения транзитов горячих гигантов HD 209458 b и HD 189733 b в линии Лайман альфа позволили открыть горячие экзосферы этих планет и оценить темпы истечения из них водорода в космос. Глубина транзитов очень теплого нептуна GJ 436 b в линии Лайман альфа достигает 60%! Все это говорит о мощности и высокой чувствительности данного метода.

«Хаббл» наблюдал звезду HD 97658 трижды – в апреле и декабре 2015 года и в марте 2016 года. Никаких признаков протяженной водородной короны или истечения водорода из атмосферы обнаружить не удалось. Темпы потерь водорода из атмосферы мини-нептуна HD 97658 b не превышают 100 тонн в секунду (с достоверностью 3 сигма).

Этот результат, конечно, не означает, что в атмосфере HD 97658 b совсем нет водорода. Возможно, он там есть в количестве, не превышающем 12-36%. Другой вариант – по каким-то причинам эффективность нагрева верхней атмосферы планеты HD 97658 b ультрафиолетовым светом звезды оказывается низкой. Третья версия – если от родительской звезды дует сильный и быстрый звездный ветер, атомы водорода из экзосферы оказываются ионизованы и не видны в линии Лайман альфа. Будущие наблюдения покажут, какая из гипотез ближе к истине.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1609.04416.pdf

 

 

6 октября 2016
K2-99 b: транзитный горячий юпитер у желтого субгиганта
прямая ссылка на эту новость

Для полного и всестороннего понимания процессов планетообразования необходимо изучать планетные системы у звезд различных масс. Известно, что планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс) в среднем отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те – от планетных систем красных карликов. Однако изучение планет у звезд промежуточной массы методом лучевых скоростей затрудняется быстрым вращением таких звезд и отсутствием в их спектрах узких четких линий, а изучение транзитным методом – малой глубиной транзитов по диску звезды, чей радиус составляет несколько солнечных. Все это приводит к тому, что планетные системы звезд промежуточной массы изучены хуже, чем планетные системы более легких звезд.

29 сентября 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у желтого субгиганта K2-99. Транзитный кандидат был обнаружен космическим телескопом им. Кеплера в рамках 6-й наблюдательной кампании, проходившей с 14 июля по 30 сентября 2015 года, в дальнейшем масса планеты была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FIES, HARPS и HARPS-N.

K2-99 (EPIC 212803289, TYC 4974-871-1) – желтый субгигант спектрального класса G0 IV. Его масса оценивается в 1.60 +0.14/-0.10 солнечных масс, радиус – в 3.1 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость примерно в 11 раз превышает солнечную. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 2.4 +0.2/-0.6 млрд. лет. Будучи на главной последовательности, она имела спектральный класс поздний A или ранний F. Расстояние до звезды достигает 606 ± 32 пк.

Масса планеты K2-99 b оценивается в 0.97 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – 1.29 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности ~0.6 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.159 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.19 ± 0.04, и делает один оборот за 18.249 ± 0.001 земных суток.

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф, вызванный наличием в этой системе еще одного небесного тела на более широкой орбите (с периодом свыше 790 земных суток) – скорее всего, коричневого карлика или маломассивной звезды. Дальнейшие наблюдения помогут прояснить природу этого объекта.

Авторы открытия предсказывают амплитуду эффекта Мак-Лафлина при транзите K2-99 b по диску звезды в 11 м/с, что доступно лучшим современным спектрографам. Наблюдение этого эффекта поможет определить наклонение орбиты гиганта к экватору звезды и восстановить его динамическую эволюцию и причины миграции. Возможно, планета K2-99 b находится на эллиптической орбите в результате взаимодействия с третьим телом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1609.00239.pdf

 

 

5 октября 2016
Транзитный горячий нептун K2-98 b
прямая ссылка на эту новость

За время основной миссии космический телескоп им. Кеплера обнаружил более трех тысяч планет, однако большинство их них вращается вокруг тусклых звезд (слабее 14 звездной величины), что сильно затрудняет их дальнейшее изучение. Однако в рамках расширенной миссии K2 телескоп снимает фотометрию более ярких звезд, для планет которых можно определить не только радиус, но и массу, и среднюю плотность, а иногда – даже альбедо и химический состав атмосферы. Одной из таких планет стал горячий нептун K2-98 b.

Звезда K2-98 мониторилась «Кеплером» с 27 апреля по 10 июля 2015 года в рамках 5-й наблюдательной кампании. После обнаружения транзитного сигнала (всего было зафиксировано семь транзитных событий) звезда подверглась стандартной процедуре валидации. В дальнейшем масса планеты была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FIES, HARPS и HARPS-N.

Итак, K2-98 (EPIC 211391664) – звезда спектрального класса F8 V, недавно сошедшая с главной последовательности и уже начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.074 ± 0.042 солнечных масс, радиус – в 1.31 +0.08/-0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.16 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 5.2 ± 1.2 млрд. лет. Система удалена от нас на 435 +30/-15 пк.

На расстоянии 1.9 угловых секунд от K2-98 (в ~827 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон в 50 ± 10 раз слабее. Пока неясно, связаны ли звезды физически или компаньон является звездой фона.

Масса планеты K2-98 b оценивается в 32.2 ± 8.1 масс Земли, что при радиусе 4.3 ± 0.3 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.15 +0.67/-0.60 г/куб.см. Иначе говоря, перед нами – тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0943 +0.006/-0.005 а.е. и делает один оборот за 10.13675 ± 0.00033 земных суток. Эффективная температура K2-98 b оценивается авторами открытия в 1102 ± 26К.

Планета K2-98 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных нептунов.

Зеленым квадратом и синим ромбом показаны Уран и Нептун, соответственно.

Пунктирной и сплошной линией показаны изоденсы 1.6 и 5.5 г/куб.см (средние плотности Нептуна и Земли).

K2-98 b стала одной из двух десятков планет размерного класса нептунов, масса которых была измерена с точностью лучше трех сигма.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1608.01165.pdf

 

 

1 октября 2016
Измерена масса внешней планеты и открыта еще одна (нетранзитная) планета в системе Kepler-20
прямая ссылка на эту новость

Планетная система Kepler-20 относится к открытому «Кеплером» классу компактных плотно упакованных многопланетных систем, в которых сразу несколько планет расположено на орбитах, поместившихся бы внутри орбиты Меркурия. Система была представлена в конце 2011 года, она включает в себя суперземлю, два мини-нептуна и две землеразмерные планеты неизвестной массы. В 2011 году методом измерения лучевых скоростей были оценены массы двух крупнейших транзитных планет в этой системе – Kepler-20 b и Kepler-20 c, на массу третьей (Kepler-20 d) был получен верхний предел, а две маленькие планеты Kepler-20 e и Kepler-20 f остались в статусе транзитных кандидатов.

В 2012 году другая группа исследователей статистически подтвердила планетную природу планет e и f и их принадлежность к системе Kepler-20.

В 2014-2015 годах лучевые скорости звезды Kepler-20 интенсивно мониторились с помощью спектрометра HARPS-N. За два года было получено 125 замеров лучевой скорости этой звезды, впрочем, 21 замер был признан неудачным и не участвовал в дальнейшем анализе (погрешность превышала 5 м/с). Помимо 104 замеров от HARPS-N авторы исследования учли и 30 замеров, сделанных спектрографом HIRES в 2009-2011 годах. Богатые ряды наблюдений позволили уточнить свойства уже известных планет, определить массу внешней планеты и открыть еще одну (не транзитную) планету, вращающуюся в промежутке между орбитами планет f и d.

Какой же предстает перед нами планетная система Kepler -20?

Kepler-20 (KOI-70) – солнцеподобная звезда немного меньше, холоднее и старше Солнца. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.964 ± 0.018 солнечных радиусов, светимость составляет ~0.76 солнечной. Возраст звезды достигает 7.6 ± 3.7 млрд. лет.

Самая внутренняя планета – суперземля Kepler-20 b массой 9.7 ± 1.4 масс Земли и радиусом 1.868 +0.066/-0.034 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 8.2 ± 1.5 г/куб.см. Тем самым планета Kepler-20 b оказывается одной из самых крупных и массивных планет земного типа, известных на данный момент. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.03 +0.09/-0.03) на среднем расстоянии 0.0463 +0.0009/-0.0015 а.е. (~10.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.369115 ± 0.000001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1105 ± 37К.

Вторая планета – землеразмерная Kepler-20 e с орбитальным периодом 6.09852 ± 0.00001 земных суток, вращающаяся на расстоянии 0.064 ± 0.002 а.е. (~14.3 звездных радиусов). Радиус планеты – всего 0.865 ± 0.028 радиусов Земли, масса планеты неизвестна (но тоже явно меньше массы Земли). Планета слишком мала, чтобы обеспечить заметное влияние на лучевую скорость своей звезды, так что эксцентриситет ее орбиты также остается неизвестным.

Третья планета – океанида или мини-нептун Kepler-20 c массой 12.7 ± 2.2 масс Земли и радиусом 3.05 ± 0.06 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 2.5 ± 0.5 г/куб.см. Kepler-20 c вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.095 ± 0.003 а.е. (~21.2 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.16 +0.01/-0.09, и делает один оборот за 10.85409 земных суток. Планет с такой плотностью в Солнечной системе нет и пока не очень ясно, что они из себя представляют. Эффективная температура планеты оценивается в 772 ± 26К.

Четвертая планета – землеразмерная Kepler-20 f, также слишком маленькая для того, чтобы ее массу можно было бы измерить методом лучевых скоростей. Ее орбитальный период – 19.5776 ± 0.0001 земных суток, радиус – 1.00 +0.05/-0.09 радиусов Земли, большая полуось орбиты – 0.1396 ± 0.0036 а.е. (~31 звездный радиус), эксцентриситет орбиты неизвестен, но вряд ли велик.

Пятая планета Kepler-20 g оказывается не транзитной, т.е. нам известна только ее минимальная масса, составляющая 20.0 +3.1/-3.6 масс Земли. Впрочем, можно почти с уверенностью сказать, что наклонение орбиты этой планеты мало отличается от 90°, а истинная масса – от минимальной. Этот нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.2055 ± 0.0022 а.е. и эксцентриситетом 0.15 +0.01/-0.10, и делает один оборот за 34.94 ± 0.04 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 524 ± 12К.

Наконец, самая внешняя, шестая планета Kepler-20 d волею случая тоже оказывается транзитной. Ее масса составляет 10.0 +4.0/-3.7 масс Земли, радиус – 2.744 +0.073/-0.055 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 2.7 ± 1.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.35 ± 0.01 а.е. (~78 звездных радиусов) и делает один оборот за 77.6113 ± 0.0001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 401 ± 13К, т.е. ее температурный режим примерно соответствует температурному режиму Меркурия.


Планеты системы Kepler-20 с известными массами и радиусами (показаны желто-оранжевым цветом) на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Цветными линиями показаны теоретические зависимости масса-радиус для планет различного химического состава от чисто железных до чисто водных.

Авторы исследования проанализировали динамическую устойчивость 6-планетной системы как аналитически, так и численно. Массы планет e и f при этом были приняты равными 0.65 и 1 масс Земли. Система остается устойчивой, если эксцентриситет орбиты планеты c не превышает 0.17, планеты g – 0,16, планеты d – 0.28 – притом, что эксцентриситеты орбит других планет в начальный момент времени нулевые. Если варьировать эксцентриситеты орбит сразу нескольких планет, то устойчивость достигается при эксцентриситетах орбит, не превышающих 0.1. В целом можно сказать, что система Kepler-20 является динамически холодной – орбиты ее планет компланарны и мало отличаются от круговых.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1608.06836v1.pdf

 

 

29 сентября 2016
Измерена масса горячей суперземли Kepler-21 b
прямая ссылка на эту новость

Горячая транзитная суперземля Kepler-21 b была представлена в конце 2011 года. Ее родительская звезда Kepler-21 (HD 179070) оказалась самой яркой звездой с транзитной планетой, обнаруженной космическим телескопом им. Кеплера в рамках основной миссии. Радиус планеты оценили в ~1.6 радиусов Земли, орбитальный период – в 2.7857 земных суток. Суперземля Kepler-21 b очень горяча как из-за близости к звезде, так и из-за яркости самой звезды: спектральный класс Kepler-21 – F6 IV, радиус достигает 1.9 радиусов Солнца, светимость – 5.1 солнечных светимостей.

Тогда, в 2011 году, массу планеты определить не удалось, был получен только верхний предел в 10 масс Земли. Однако наблюдения за звездой были продолжены. С апреля 2014 года по июнь 2015 года было получено 82 замера лучевой скорости Kepler-21 с помощью спектрографа HARPS-N, установленного на 3.6 метровом Национальном телескопе Галилео (TNG). Кроме того, для анализа были использованы и 14 замеров, полученных на спектрографе HIRES на Кеке. Богатые ряды наблюдений позволили обнаружить колебания лучевой скорости звезды с амплитудой 2.00 ± 0.65 м/с, соответствующей массе планеты 5.1 ± 1.7 масс Земли. С учетом уточненного значения радиуса (1.639 +0.019/-0.015 радиусов Земли) это приводит к средней плотности 6.4 ± 2.1 г/куб.см.

Погрешность в определении средней плотности все еще велики, однако, скорее всего Kepler-21 b является планетой земного типа (железокаменного состава), лишенной заметной доли летучих и протяженной атмосферы. Эффективная температура планеты достигает 2025 ± 20К, по-видимому, обращенное к звезде полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.


Планета Kepler-21 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет массой меньше 20 масс Земли. Для сравнения показаны также Земля и Венера (серыми кружками). Эффективная температура планет отражена цветом, шкала расположена в верхнем левом углу графика. Цветными линиями показаны теоретические зависимости масса-радиус для планет различного состава – от чисто водных до чисто железных.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1609.07617.pdf

 

 

28 сентября 2016
Новые наблюдения гейзеров Европы
прямая ссылка на эту новость

Европа – одна из наиболее привлекательных целей для поиска внеземной жизни в Солнечной системе. Совокупность геологических, минералогических, гравитационных и магнитосферных данных говорит о том, что под ледяной корой Европы толщиной 5-20 км находится глобальный океан жидкой соленой воды глубиной около 100 км. На дне океанские воды соприкасаются с силикатной корой Европы, наверху – со льдами, насыщенными кислородом и перекисными соединениями, образовавшимися за счет фотолиза и радиолиза поверхностных льдов. Тем самым в подледном океане Европы есть не только элементы, необходимые для появления жизни, но и химическая энергия, необходимая для ее развития.

В начале 2014 года было объявлено об открытии гейзеров, изредка бьющих из трещин в южной околополярной области спутника. Открытие было сделано с помощью космического телескопа им. Хаббла. Еще в декабре 2012 года «Хаббл» обнаружил в спектре Европы сильную линию атомарного водорода Лайман альфа с длиной волны 121.6 нм. Известно, что Европа окутана очень разреженной кислородной атмосферой с интегральной плотностью 1018-1019 молекул на квадратный метр, так что свечение в линиях кислорода от Европы регистрировалось неоднократно, однако атомарный водород был обнаружен впервые. Атомы водорода не окружали Европу, но были сосредоточены в виде небольшого облака или струи над южной околополярной областью спутника. Облако атомарного водорода могло образоваться только в результате радиолиза паров воды энергичными заряженными частицами радиационных поясов Юпитера.

Высота плюма из атомов водорода достигала 200 км над поверхностью Европы, это означало, что водяной пар вырывался из трещин со скоростью ~700 м/с.

В отличие от гейзеров Энцелада, извергающихся непрерывно, гейзеры Европы бьют от случая к случаю. Более ранние снимки Европы, полученные «Хабблом», не показывали заметной эмиссии в линиях водорода. Таким образом, частота выбросов водяного пара на Европе оставалась неизвестной. Необходимы были новые наблюдения.

На этот раз исследователи решили наблюдать Европу в те моменты, когда она проходит по диску Юпитера. Отраженный свет Юпитера подсвечивал бы газовые струи выбросов и облегчал их обнаружение. В дальнем ультрафиолете диск Юпитера выглядит однородным – солнечные лучи отражаются и рассеиваются тонкой дымкой в верхней атмосфере планеты-гиганта. Дифракционное (предельное) разрешение «Хаббла» в лучах с длиной волны 150 нм достигает 13 миллисекунд на пиксель, что для расстояния в 4 а.е. соответствует пространственному разрешению 38 км на пиксель. И хотя реальное разрешение «Хаббла» несколько хуже, диск Европы при наблюдениях в дальнем ультрафиолете легко разрешается, позволяя локализовать источники выбросов.

На протяжении года исследователи пронаблюдали 10 транзитов Европы по диску Юпитера. Также было получено 7 снимков Европы не на диске Юпитера (вне транзита). В результате излучение в линии водорода было обнаружено на трех транзитных снимках из десяти – сделанных 26 января, 17 марта и 4 апреля 2014 года. Выбросы происходили в отдельных точках на 40° и 60° южной широты. Высота выбросов составила ~6 пикселей или ~220 км.


Снимки Европы на фоне Юпитера, полученные 26 января, 17 марта и 4 апреля 2014 года – в те моменты, когда над лимбом Европы наблюдались струи атомарного водорода.

По оценкам авторов исследования, полная масса водяного пара в наблюдаемых струях составила ~3900 тонн (26 января), ~5400 тонн (17 марта) и ~1400 тонн (4 апреля). Конечно, оговариваются они, эти цифры представляют собой достаточно грубые оценки, а не точные величины.

Если на Энцеладе мощность гейзеров достигает максимума в апоцентре его орбиты, то для Европы такой зависимости нет.

Локализацию источников выбросов можно увидеть на изображениях ниже.


Локализация выброса 17 марта 2014 года (показана зеленым эллипсом). Ниже эллипса можно видеть кратер Пуйл (Pwyll) .

Если появление струй атомарного водорода действительно связано с гейзерами, то их наблюдение в три момента времени из десяти говорит о том, что гейзеры бьют на Европе не так уж и редко.

Информация получена: http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2016/33/pdf.pdf

 

 

26 сентября 2016
Обнаружена третья не транзитная планета в системе Kepler-56
прямая ссылка на эту новость

Хотя подавляющее большинство звезд, наблюдаемых космическим телескопом им. Кеплера в рамках основной миссии, находилось на главной последовательности, среди них затесалось и некоторое количество красных гигантов. Одним из таких гигантов стала звезда Kepler-56 (KOI-1241), рядом с которой в 2012 году были открыты две транзитные планеты с радиусами ~0.58 и ~0.88 радиусов Юпитера и орбитальными периодами 10.5 и 21.4 земных суток. Сначала планетная природа обоих кандидатов была подтверждена статистически, т.е. система прошла процедуру валидации. Спустя год обе планеты были подтверждены и динамическими методами: близость планет к орбитальному резонансу 2:1 дала возможность измерить вариации времени наступления транзитов, вызванных их гравитационным взаимодействием друг с другом. Кроме того, было получено 10 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES. Все это позволило измерить массы обеих планет: они оказались равными 22.1 ± 3.9 масс Земли (планета Kepler-56 b) и 181 ± 21 масс Земли (планета Kepler-56 c). Интересно, что хотя орбиты обеих планет были практически компланарны, они обе оказались наклонены к звездному экватору на 47 ± 6°.

Еще в 2013 году измерения лучевой скорости звезды позволили обнаружить помимо RV-сигналов от обеих планет дополнительный линейный дрейф, вызванный массивной планетой на более широкой орбите. В дальнейшем наблюдения за Kepler-56 были продолжены. С 2013 по 2016 год исследователи получили 43 замера лучевой скорости этой звезды – 24 на HIRES и 19 на HARPS-N. Это позволило довольно точно определить параметры третьей (не транзитной) планеты Kepler-56 d.

Минимальная масса (параметр m sin i) Kepler-56 d достигает 5.61 ± 0.38 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.18 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.01, и делает один оборот за 1002 ± 5 земных суток. Температурный режим Kepler-56 d соответствует температурному режиму Венеры.

Авторы открытия предполагают, что именно гравитационное взаимодействие с массивной внешней планетой привело к резкому наклону орбит обеих внутренних планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.03627.pdf

 

 

23 сентября 2016
HD 111998 b: массивная планета-гигант в обитаемой зоне
прямая ссылка на эту новость

Для глубокого понимания процессов планетообразования необходимо изучать планеты у звезд различной массы. Уже удалось выяснить, что планетные системы маломассивных звезд (красных карликов) отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те – от планетных систем звезд еще большей массы, имеющих на главной последовательности спектральный класс A или F. К сожалению, поиск планет у AF-звезд методом лучевых скоростей сильно затруднен их быстрым вращением и отсутствием в спектре узких четких линий, позволяющих измерять лучевые скорости с высокой точностью. Именно по этой причине планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс) изучены хуже, чем планетные системы GKM-звезд.

Чтобы хотя бы отчасти закрыть этот пробел, астрономы из Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили, мониторили лучевые скорости 108 звезд спектральных классов A и F с помощью высокоточного спектрографа HARPS. В выборку попали звезды массой от 1.1 до 3.6 солнечных и спектральных классов от B9 V до F9 V, расположенные не далее 67 пк от Солнца. Наблюдения велись с 2008 по 2011 год, в 2013-2014 годах мониторинг наиболее интересных систем был продолжен. В результате авторы исследования обнаружили несколько коричневых карликов и маломассивных звезд, оценили распространенность коричневых карликов и массивных планет-гигантов у звезд промежуточной массы, открыли планету-гигант у звезды HD 111998 и подтвердили наличие двух планет у звезды HD 60532.

HD 111998 (HIP 62875, 38 Девы) – звезда главной последовательности спектрального класса F5 V, удаленная от нас на 32.7 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.18 ± 0.12 солнечных масс, радиус достигает 1.45 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.5 раз превышает солнечную. Возраст HD 111998 по одним оценкам составляет 1.9 ± 0.7 млрд. лет, по другим – 0.6 +1.6/-0.5 млрд. лет.

Всего было получено 124 замера лучевой скорости HD 111998.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 111998 b достигает 4.51 ± 0.5 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентристет 0.03 ± 0.04) на среднем расстоянии 1.82 ± 0.07 а.е. и делает один оборот за 826 ± 6 земных суток. Температурный режим новой планеты чрезвычайно близок к температурному режиму Земли. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Авторы исследования оценили распространенность коричневых карликов (объектов массой от 13 до 80 масс Юпитера) на орбитах с периодом 1-1000 земных суток у звезд массой 1.1-1.5 и 1.5-3 солнечных масс в 2 +5/-2 % и 2.6 +6.7/-2.6 %, соответственно. Распространенность планет-гигантов (1-13 масс Юпитера) для тех же орбитальных параметров и диапазонов масс звезд составляет 4 +5.9/-0.9 % и 6.3 +15.9/-6.3 %. Тем самым авторы не обнаружили существенного увеличения количества планет-гигантов у звезд промежуточной массы по сравнению с солнцеподобными звездами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.08257v1.pdf

 

 

21 сентября 2016
K2-95 b: теплый нептун в Яслях
прямая ссылка на эту новость

Для понимания процессов эволюции планетных систем необходимо изучать планеты разного возраста. Однако возраст звезд поля, находящихся на главной последовательности, обычно определяется с большими погрешностями. Совсем другая картина в звездных скоплениях – возраст и металличность звезд скопления определяется с высокой точностью, расстояние до скоплений также хорошо известно. Все это делает поиск планет в рассеянных звездных скоплениях важной и интересной целью научных исследований.

18 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного теплого нептуна в рассеянном звездном скоплении Ясли (M 44). Планета была обнаружена космическим телескопом им. Кеплера в рамках 5-й наблюдательной кампании миссии K2, продлившейся с 27 апреля по 10 июля 2015 года. Тем самым количество планет, открытых в рассеянных скоплениях, достигло четырнадцати.

K2-95 (EPIC 211916756) – молодой красный карлик спектрального класса M3 V. Его масса оценивается в 0.36 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.40 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет всего 2.1 ± 0.3% солнечной светимости. Звезда удалена от нас на 172 ± 14 пк, с достоверностью свыше 99% она является членом звездного скопления Ясли. Возраст звезды составляет 600-800 млн. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 10.1339 ± 0.0008 земных суток и глубиной ~6.2 mmag , соответствующий планете с радиусом 3.47 +0.78/-0.53 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы транзитного кандидата). Из-за тусклости K2-95 (ее видимая звездная величина в полосе пропускания «Кеплера» достигает +15.5, в зеленых лучах – вообще +17.78) измерение массы планеты методом лучевых скоростей оказалось невозможным. Модели предсказывают для планеты K2-95 b массу 11.0 ± 2.7 масс Земли, что должно приводить к колебаниям лучевой скорости звезды с амплитудой 6.8 ± 1.8 м/с. У ярких звезд колебания с такой амплитудой без труда измеряются современными высокоточными спектрографами, но для измерения массы K2-95 b придется ждать ввода в строй инфракрасных спектрографов нового поколения IRD и HPF.

Нептун K2-95 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (признаков эксцентричности в кривой блеска нет) на среднем расстоянии 0.065 ± 0.004 а.е., ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Меркурия.


Планета K2-95 b (показана красной звездочкой) на плоскости «масса родительской звезды – радиус планеты» (слева) и «уровень инсоляции – радиус планеты» (справа) на фоне других транзитных экзопланет у красных карликов (с радиусом менее 0.5 солнечных). Оранжевым цветом показаны планеты из рассеянных звездных скоплений, синим цветом – планеты, найденные наземными транзитными обзорами, черным и зеленым – планеты, обнаруженные «Кеплером» в рамках основной миссии и миссии K2.

Интересно, что планеты, открытые в рассеянных звездных скоплениях, оказываются явно крупнее планет, открытых у звезд поля сравнимой массы. Более того, распространенность таких сравнительно крупных планет (нептунов и субсатурнов) у красных карликов поля весьма низка. Для объяснения этого явления было предложено несколько гипотез. Согласно одной из них, молодые красные карлики, входящие в состав рассеянных скоплений, в первые сотни миллионов лет своего существования проявляют сильную вспышечную активность. Мощное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение приводит к раздуванию атмосфер близких к звезде планет, увеличивая их видимый радиус. Согласно второй гипотезе, планеты в рассеянных скоплениях больше из-за своей молодости – они еще не успели остыть и сжаться. Наконец, возможно, дело в малой статистике, и в дальнейшем картина изменится.

По состоянию на 2015 год распространенность планет с радиусами 1-4 радиусов Земли на орбитах короче 200 земных суток у красных карликов оценивается в 2.5 ± 0.2 планет на звезду.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.04760v1.pdf

 

 

19 сентября 2016
Три планеты у звезд-близнецов HD 133131A и B
прямая ссылка на эту новость

Первые же открытия внесолнечных планет показали огромное разнообразие планетных систем, многие из которых оказались совсем не похожи на Солнечную. Были открыты планеты, не имеющие аналога в Солнечной системе – горячие юпитеры и суперземли, планеты-гиганты на резко эксцентричных орбитах, планеты с массами, промежуточными между массами Земли и Урана (океаниды и мини-нептуны). Строение планетных систем также часто кардинальным образом отличается от строения Солнечной системы. В связи с этим возникает вопрос: насколько уникальна Солнечная система? Как часто в Галактике встречаются ее аналоги – планетные системы, в которых планеты земного типа расположены ближе к звезде, планеты-гиганты – дальше, а их орбиты близки к круговым?

Большинство экзопланет к настоящему времени открыто транзитным методом, наиболее чувствительным к планетам на тесных орбитах и плохо подходящим для обнаружения планет за снеговой линией. Для открытия и изучения планет-гигантов, вращающихся на расстоянии в несколько астрономических единиц от своих звезд, гораздо больше подходит метод измерения лучевых скоростей. Измеряя лучевые скорости звезд на протяжении 15 лет и более, становится возможным обнаруживать планеты-гиганты с орбитальным периодом 15-20 лет, т.е. аналоги Юпитера и Сатурна.

Какова же распространенность аналогов Юпитера? Оказалось, что она весьма невелика! Так, многолетние наблюдения 1100 звезд на обсерватории им. Кека привели исследователей к выводу, что лишь ~3% звезд имеют рядом с собой планеты с массами от 0.3 до 3 масс Юпитера, орбитальным периодом от 5 до 20 лет и эксцентриситетами орбит менее 0.3. Другие авторы дают схожие оценки. 17-летние наблюдения 202 солнцеподобных звезд на Англо-Австралийском телескопе показали, что лишь 6.2 +2.8/-1.6% из них имеют рядом с собой планеты с массой больше 0.3 масс Юпитера на орбитах с большой полуосью более 3 а.е. Таким образом, аналоги Юпитера оказываются сравнительно редким типом планет, а строение Солнечной системы повторяется не так уж и часто.

Еще одним интересным направлением исследований стал поиск планет-гигантов у двойных и кратных звезд. Солнце – одиночная звезда, однако примерно половина звезд Галактики входит в состав двойных и кратных систем. Насколько распространены в таких системах аналоги Юпитера?

29 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Иоанны Теске (Johanna K. Teske) с коллегами, посвященная открытию трех эксцентричных планет-гигантов у двойной звезды HD 133131. Звезда HD 133131 (HIP 73674) включает в себя два почти одинаковых компонента спектрального класса G2 V видимой звездной величины +8.40 и +8.42, разделенных угловым расстоянием 7.4 угловых секунд (~360 а.е.). Массы звезд оцениваются в 0.95 и 0.93 солнечных масс. Звезды отличаются солидным возрастом (9.5 ± 2.5 млрд. лет) и низким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе Солнца. Компоненты пары делают один оборот вокруг общего центра масс примерно за 4240 лет.

С июня 2003 года по июль 2009 года звезда HD 133131 A наблюдалась с помощью спектрографа MIKE, установленного на 6.5-метром телескопе Магеллан I. С февраля 2010 года по сентябрь 2015 года она наблюдалась также с помощью спектрографа PFS, установленного на телескопе Магеллан II . Всего было получено 43 замера лучевой скорости этой звезды. С августа 2010 года по сентябрь 2015 года с помощью PFS наблюдалась также звезда HD 133131B (25 замеров).

Многолетние ряды наблюдений обоих компонентов позволили обнаружить в этой системе три планеты – две у звезды HD 133131A и одну у звезды HD 133131B.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 133131A b достигает 1.43 ± 0.03 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.440 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.32 ± 0.03, и делает один оборот за 649 ± 3 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.98 а.е в перицентре до 1.90 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от среднего между температурным режимом Земли и Марса до температурного режима главного пояса астероидов.

Минимальная масса внешней планеты HD 133131A c оценивается в 0.63 ± 0.15 масс Юпитера. Формально эксцентриситет ее орбиты составляет 0.47 ± 0.22, но при таком значении эксцентриситета система оказывается динамически неустойчивой. Устойчивость появляется только при значении эксцентриситета ~0.2, так что в дальнейшем все расчеты параметров планеты делались именно для него. Большая полуось орбиты HD 133131A c достигает 4.79 ± 0.92 а.е., орбитальный период – 3407 ± 970 земных суток (9.3 ± 2.7 земных лет). Будущие наблюдения помогут уточнить параметры этой планеты.

Планета-гигант HD 133131B b, вращающаяся вокруг второго компонента пары, также отличается эксцентричностью – эксцентриситет ее орбиты достигает 0.62 ± 0.04. Минимальная масса гиганта составляет 2.50 ± 0.05 масс Юпитера, орбитальный период – 6119 ± 831 земных суток (16.8 ± 2.3 лет). Большая полуось орбиты гиганта оценивается в 6.40 ± 0.59 а.е. – это одна из самых удаленных планет, обнаруженных методом лучевых скоростей. Такие большие погрешности вызваны тем, что за время наблюдений внешняя планета еще не завершила одного оборота вокруг своей звезды. Температурный режим HD 133131B b меняется от температурного режима пояса астероидов до промежуточного между температурными режимами Сатурна и Урана.

Авторы открытия отмечают, что из 52 планет с орбитальными периодами больше 5 лет и массой больше 0.3 масс Юпитера (т.е. больше массы Сатурна) 18 планет имеют эксцентриситеты орбит, большие 0.3, и 30 – большие 0.2. По-видимому, высокий эксцентриситет планет-гигантов – скорее норма, нежели исключение.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.06216v2.pdf

 

 

16 сентября 2016
Измерена температура планеты Qatar-1 b
прямая ссылка на эту новость

Транзитный горячий гигант Qatar-1 b был открыт в 2010 году наземным транзитным обзором Qatar Exoplanet Survey (QES). За годы, прошедшие с момента открытия, параметры планеты были существенно уточнены. По новым данным, масса планеты составляет 1.33 ± 0.05 масс Юпитера, радиус – 1.18 ± 0.09 радиусов Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды – оранжевого карлика спектрального класса K – по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.02343 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.02 ± 0.01, и делает один оборот за 1.4200250 ± 0.0000007 земных суток.

30 августа 2011 года звезда Qatar-1 наблюдалась на инструменте OMEGA2000, установленном на 3.5-метровом телескопе обсерватории CAHA на юге Испании. Наблюдения велись в спектральной полосе Ks (в лучах с длиной волны 2.14 мкм). Был зафиксирован вторичный минимум глубиной (после коррекции т.н. «красного шума») 0.196 +0.07/-0.05%, соответствующий яркостной температуре 1885 +212/-168К. Эта величина несколько выше максимальной эффективной температуры планеты в предположении нулевого альбедо (1768К), но согласуется с ней в пределах погрешности измерений.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.06263v1.pdf

 

 

13 сентября 2016
KELT-12 b: раздутый горячий юпитер у F-звезды
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) основан на фотометрических наблюдениях, проводимых двумя идентичными автоматическими телескопами – KELT-North в Северном полушарии и KELT-South в Южном. KELT-North расположен в Аризоне, KELT-South – в Южной Африке. Оба телескопа снимают фотометрию сравнительно ярких звезд 8-11 звездной величины. Обзор способен обнаруживать не только короткопериодичные планеты-гиганты, но и планеты-гиганты с периодом больше 5 суток.

5 сентября 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию нового транзитного горячего юпитера KELT-12 b. Планета интересна тем, что она вращается вокруг проэволюционировавшей F-звезды промежуточной массы, которая уже сошла с главной последовательности и стремительно эволюционирует в сторону превращения в красный гигант. Обычно планеты у таких звезд открывают уже на стадии красного гиганта или субгиганта.

Итак, KELT-12 (TYC 2619-1057-1) – звезда спектрального класса F8, удаленная от нас на 360 ± 25 пк. Ее масса оценивается в 1.59 +0.07/-0.09 солнечных масс, радиус достигает 2.37 ± 0.18 солнечных радиусов, светимость – 7.8 ± 1.3 солнечных светимостей. Возраст KELT-12 составляет 2.2 ± 0.1 млрд. лет.

Кривая блеска KELT-12 демонстрирует транзитный сигнал глубиной ~0.4% и периодом 5.031 земных суток. Транзитный кандидат прошел стандартную процедуру валидации, масса планеты была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов TRES, установленного на 1.5-метровом телескопе обсерватории FLWO, и Levy, установленного на 2.4-метровом телескопе APF Ликской обсерватории.

Масса планеты KELT-12 b оказалась равной 0.95 ± 0.14 масс Юпитера, радиус достигает 1.79 ± 0.18 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.207 +0.075/-0.054 г/куб.см. Горячий гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0617 +0.0010/-0.0013 а.е. (~6.1 звездных радиусов), его эффективная температура достигает 1800 ± 60К.

Уровень инсоляции ~2.4·109 эрг/(кв.см сек) на орбите KELT-12 b более чем на порядок превышает порог в 2·108 эрг/(кв.см сек), начиная с которого горячие юпитеры становятся «раздутыми».


Планета KELT-12 b (показана красным ромбом) на плоскости «уровень инсоляции – радиус планеты» среди других транзитных планет-гигантов с радиусом больше 0.5 радиусов Юпитера. Синими кружками показаны планеты у звезд, чья температура фотосферы превышает 6250К, серыми кружками – планеты более холодных звезд. Зелеными квадратами показаны планеты, открытые обзором KELT .

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.04714.pdf

 

 

9 сентября 2016
Плотный и рыхлый: горячие гиганты WASP-86 b и WASP-102 b
прямая ссылка на эту новость

Среди всех многочисленных типов внесолнечных планет транзитные горячие юпитеры менее всего требовательны к диаметру телескопов, сложности аппаратуры и вложенным средствам. Их обнаруживают автоматическими телескопами с апертурой всего 10-20 см, для подтверждения их планетной природы достаточно спектрографов умеренной точности.

В настоящее время действует несколько наземных транзитных обзоров, поставивших открытие горячих гигантов на поток – это, прежде всего, самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP, потом HATNet и HATSouth, KELT и другие. Количество горячих гигантов, открытых наземными транзитными обзорами, уже превысило 250 и продолжает расти.

Интересно, что горячие гиганты не являются однородной группой объектов. Даже имея примерно одинаковую массу и одинаковую степень нагрева, они могут существенно различаться средней плотностью и химическим составом. Некоторые из горячих юпитеров сильно «раздуты» мощным излучением близкой звезды, другие, напротив, необыкновенно плотны и включают в себя массивное ядро из тяжелых элементов.

16 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных горячих гигантов – необыкновенно плотного WASP-86 b и «воздушного» WASP-102 b. Свойства обоих небесных тел в очередной раз наглядно демонстрируют богатое разнообразие планетных систем.

Обзор SuperWASP ведет поиск внесолнечных планет транзитным методом – регулярно и с высокой точностью измеряя блеск сотен тысяч звезд. Фотометрические замеры проводятся восемью широкоугольными автоматическими телескопами с апертурой 20 см. Поле зрения каждого телескопа – 17.8х17.8 градусов, разрешение – 13.7 угловых секунд на пиксель. Каждый обнаруженный транзитный кандидат проходит стандартную процедуру валидации для исключения астрофизических явлений, имеющих не планетную природу, но способных имитировать транзитный сигнал. Массу кандидатов, прошедших валидацию, определяют методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса, и CORALIE, установленного на 1.2-метровом Шведском телескопе им. Эйлера в Ла Силья, Чили. К настоящему времени обзором открыто около 160 планет.

Итак, WASP-86 – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V. Ее масса оценивается в 1.24 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.4 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 1.2 ± 0.8 млрд. лет.

Масса планеты WASP-86 b типична для горячих юпитеров – 0.821 ± 0.056 масс Юпитера, однако радиус составляет всего 0.632 ± 0.014 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 4.31 +0.41/-0.35 г/куб.см. Это самая компактная и плотная планета в диапазоне масс 0.5-2.0 масс Юпитера. Доля массы ядра из тяжелых элементов в ее составе превышает 80% – 210 масс Земли из ~260 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0617 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 5.031555 ± 0.000002 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1415 ± 22К.

WASP-102 – звезда спектрального класса G0, уже завершающая свое пребывание на главной последовательности. Ее масса составляет 1.167 ± 0.035 солнечных масс, радиус достигает 1.33 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое превосходит светимость Солнца. Возраст звезды оценивается в 5 ± 2 млрд. лет.

В отличие от WASP-86 b планета WASP-102 b рыхла и воздушна. При массе 0.624 ± 0.045 масс Юпитера ее радиус достигает 1.26 ± 0.016 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.414 ± 0.032 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0401 ± 0.0004 а.е., ее орбитальный период равен 2.709813 ± 0.000005 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1705 ± 32К.


Новые планеты на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветом показана эффективная температура планет (цветовая шкала расположена справа от графика).

Необыкновенно высокую плотность гиганта WASP-86 b трудно объяснить в рамках обычного сценария формирования и миграции в протопланетном диске. Авторы исследования полагают, что WASP-86 b возникла в результате колоссального столкновения двух планет-гигантов, во время которого их ядра слились, а значительная доля водородно-гелиевой оболочки рассеялась.


Новые планеты на плоскости «масса – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет. Черная сплошная линия – теоретическая зависимость средней плотности от массы для чисто водородно-гелиевых планет без ядра, черные пунктирные линии – то же с ядром разной массы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.04225.pdf

 

 

8 сентября 2016
С помощью астрометрии измерена масса планеты GJ 676A b
прямая ссылка на эту новость

Планета-гигант GJ 676A b была открыта в 2009 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HARPS. Минимальную массу планеты (параметр m sin i) оценили тогда в 4-5 масс Юпитера, орбитальный период – примерно в 1050 суток. Температурный режим GJ 676A b грубо соответствовал температурному режиму Юпитера.

С апреля 2010 года по август 2012 года звезда GJ 676A наблюдалась с помощью камеры FORS2, установленной на Очень большом телескопе (VLT). Исследователи сделали 517 замеров ее точного положения относительно 272 слабых фоновых звезд, расположенных на расстоянии менее 2.1 угловых минут от GJ 676A. Кроме того, продолжался мониторинг лучевых скоростей этой звезды – с 2010 по 2016 год было получено 60 новых замеров с помощью спектрографа HARPS, тем самым общее число замеров достигло 129. Все это позволило определить наклонение орбиты GJ 676A b и ее истинную массу, а также уточнить параметры остальных планет в этой системе.

Как оказалось, наклонение орбиты гиганта GJ 676A b составило 45 +21/-11°, а его истинная масса – 6.7 +1.8/-1.5 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты планеты почти не изменился – 0.323 ± 0.002, орбитальный период удалось существенно уточнить (он оказался равным 1052.1 ± 0.4 земных суток).

Многолетние наблюдения позволили определить также параметры внешней планеты GJ 676A c, открытой в 2012 году методом лучевых скоростей. Минимальная масса внешней планеты достигает 6.9 ± 0.1 масс Юпитера. Вместе с тем съемка ближайших окрестностей звезды, проведенная 15 октября 2010 года с помощью камеры NaCo в спектральной полосе Ks, позволила исключить наличие звездных и субзвездных компаньонов массой более 39 масс Юпитера. Таким образом, масса внешней планеты лежит в интервале 6.8-39 масс Юпитера. Если наклонение орбиты GJ 676A c совпадает с наклонением орбиты GJ 676A b, ее масса составит ~9.5 масс Юпитера.

Помимо двух внешних планет-гигантов система GJ 676A содержит также две внутренние планеты существенно меньшей массы, GJ 676A d и GJ 676A e. Первая из них – горячая суперземля с минимальной массой 4.4 ± 0.3 масс Земли и орбитальным периодом 3.6005 ± 0.0002 земных суток, вторая – теплый нептун с минимальной массой 8.1 ± 0.7 масс Земли и орбитальным периодом 35.39 ± 0.04 земных суток. Обе планеты были открыты в 2012 году, новые данные подтверждают их наличие. Однако авторы исследования обращают внимание на то, что орбитальный период планеты GJ 676A e близок к периоду вращения звезды, так что ее параметры определены менее надежно.

Строение планетной системы GJ 676A, включающей в себя массивные планеты-гиганты на внешних орбитах и более легкие – на внутренних, напоминает строение Солнечной системы. Вместе с тем наличие сразу нескольких очень массивных планет у небольшой звезды спектрального класса M0 V нетипично и является большой редкостью.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.00918v1.pdf

 

 

7 сентября 2016
KELT-16 b: экстремально горячий гигант на грани приливного разрушения
прямая ссылка на эту новость

За прошедшие полтора десятилетия было открыто более 250 транзитных горячих гигантов, т.е. планет с массами от 0.1 до 13 масс Юпитера и орбитальным периодом короче 10 земных суток. Однако только пять из них делают один оборот вокруг своей звезды менее чем за сутки – это WASP-18 b, WASP-19 b, WASP-43 b, WASP-103 b и HATS-18 b. 3 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию шестой планеты этого типа. Ею оказался горячий юпитер KELT-16 b.

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree - Extremely Little Telescope) изначально был посвящен поиску транзитных планет у сравнительно ярких звезд 8-10 звездной величины, однако по факту обнаруживает их и у более тусклых звезд (до +12 звездной величины). Обзор основан на фотометрических измерениях, проводимых двумя автоматическими телескопами – KELT-North в Аризоне, США, и KELT-South в Сатерленде, ЮАР. Каждый телескоп имеет поле зрения 26х26° и разрешение 23 угловых секунд на пиксель. Транзитные кандидаты, обнаруженные обоими телескопами, проходят стандартную процедуру валидации, массы планет измеряются методом лучевых скоростей.

KELT-16 (TYC 2688-1839-1) – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V. Ее масса оценивается в 1.21 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.36 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.9 ± 0.2 млрд. лет.

На расстоянии 0.718 угловых секунд (262 ± 14 а.е. в проекции на небесную сферу) от главной звезды расположен звездный компаньон на 4.4 звездных величин слабее (в спектральной полосе K). Предположительно, компаньон является красным карликом спектрального класса M3 V, однако остается небольшая вероятность (~0.157%), что звезды физически не связаны и компаньон на самом деле является звездой фона. Дальнейшие наблюдения смогут прояснить этот вопрос.

Масса планеты KELT-16 b составляет 2.75 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – 1.42 ± 0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.20 ± 0.18 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по экстремально тесной орбите на расстоянии 0.02044 ± 0.00026 а.е. (3.23 звездных радиуса!) и делает один оборот за 0.969 земных суток.

KELT-16 b (показана красным цветом) на плоскости «орбитальный период – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Синими кружками показаны другие горячие юпитеры с орбитальным периодом короче 1 суток.

Эффективная температура планеты достигает 2453 ± 55К – это одна из самых горячих планет, известных к настоящему времени. Она находится от своей звезды на расстоянии 1.7 радиусов Роша и продолжает мигрировать внутрь под воздействием приливных сил. По расчетам авторов открытия, планета пересечет радиус Роша и начнет разрушаться через 0.5 млн. – 2.5 млрд. лет (в зависимости от добротности звезды, которая остается неизвестной).

Планета KELT-16 b является привлекательной целью для будущих исследований. Высокая температура делает ее достаточно яркой в инфракрасном диапазоне, это значит, что в системе KELT-16 можно будет наблюдать вторичный минимум (заход планеты за звезду) и, возможно, фазовую кривую, и тем самым определить температуру дневного и ночного полушарий.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1608.00618.pdf

 

 

30 августа 2016
HD 131399A b: молодая планета-гигант в тройной звездной системе
прямая ссылка на эту новость

Молодые еще горячие планеты-гиганты можно обнаружить по их собственному тепловому излучению. В настоящее время известно несколько десятков таких планет. Большинство из них открыто у одиночных звезд, но не потому, что в двойных и кратных системах их нет, а потому, что двойные и кратные системы, как правило, исключаются из наблюдательных обзоров. Вместе с тем доля двойных и кратных звезд в галактическом диске сравнима с долей одиночных звезд, так что оценки распространенности долгопериодических планет-гигантов у кратных звезд важны для общего понимания процессов формирования планетных систем.

8 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья Кевина Вагнера (Kevin Wagner) с коллегами, посвященная открытию молодой горячей планеты-гиганта в иерархической тройной звездной системе HD 131399. Чтобы определить распространенность планет-гигантов у одиночных и двойных (а также кратных) звезд, исследователи наблюдали окрестности ста молодых A-звезд из ассоциации Верхняя Скорпиона-Центавра-Волка с помощью 8.2-метрового телескопа VLT, оснащенного спектро-поляриметрическим высококонтрастным инструментом для поиска экзопланет (Spectro-Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research instrument, SPHERE). Наблюдения звезды HD 131399 проводились 12 июня 2015 года, причем сразу в нескольких спектральных полосах, покрывающих диапазон 0.95-2.25 мкм. В результате был обнаружен слабый (контраст 10-5) источник, свойства которого соответствуют планете-гиганту.

HD 131399 (HIP 72940) – тройная звезда, входящая в состав ассоциации Верхняя Скорпиона-Центавра-Волка, она удалена от нас на 98 ± 7 пк. Главный компонент HD 131399A – звезда спектрального класса A1 V массой ~1.82 солнечных масс и эффективной температурой 9300К. На расстоянии 3.15 угловых секунд от нее (~309 а.е. в проекции на небесную сферу) расположена тесная пара звезд спектральных классов G и K массами 0.96 и 0.60 солнечных масс. Возраст системы оценивается в 16 ± 1 млн. лет. Несмотря на молодость, компоненты тройной не показывают заметного инфракрасного избытка, это значит, что их газопылевые протопланетные диски уже рассеялись.

Помимо трех звезд на снимках был обнаружен тусклый красный (спектральный класс T2-T4) источник, расположенный на расстоянии 0.84 угловых секунд (82 ± 6 а.е. в проекции на небесную сферу) от главного компонента тройной. Судя по фотометрии источника, полученной в разных спектральных полосах инфракрасного диапазона, его температура составляет 850 ± 50К.


Снимки планеты b в различных полосах инфракрасного диапазона. Свет главного компонента HD 131399A подавлен коронографом. На крайнем левом снимке показаны также компоненты тройной B и C .

Как пишут авторы открытия, вероятность случайного наложения такого холодного объекта на поле зрения составляет всего 2·10-7. Если планета вращается вокруг звезды HD 131399A по круговой орбите на расстоянии 82 а.е., ее орбитальный период должен быть близок к 550 годам. За 11 месяцев это приведет к смещению планеты на 9 угловых миллисекунд, что согласуется с наблюдениями. Дальнейшие наблюдения планеты позволят уточнить ее орбитальные параметры.

Авторы открытия сравнили параметры планеты HD 131399A b с моделями «горячего старта» формирования планет-гигантов и нашли, что масса планеты составляет 4 ± 1 масс Юпитера. Они отмечают, что распределение энергии в спектре планеты несовместимо с моделями «холодного старта». Скорее всего, гигант HD 131399A b частично покрыт облаками.


Спектр планеты HD 131399A b в диапазоне 1.4-2.4 мкм. Видны широкие полосы метана и водяного пара. Внизу – спектр этой планеты в сравнении со спектрами известных коричневых карликов спектральных классов от T1 до T5 (показаны сине-зелеными линиями).

Молодые и еще горячие планеты-гиганты и коричневые карлики спектральных классов T и L обладают близкими размерами и температурой, они различаются только массой и ускорением свободного падения, поэтому внешне очень похожи. Планета HD 131399A b по своим спектральным свойствам располагается недалеко от границы между L-карликами, имеющими температуру 1300-2100К и окутанными силикатными облаками, и T-карликами, имеющими температуру 600-1300К и лишенными облаков. Судя по своему расположению на плоскости «J-H – абсолютная величина в полосе J», планета HD 131399A b окутана облаками лишь частично.


Планета HD 131399A b (показана желтым кружком) на плоскости, где по оси абсцисс отложена разница звездных величин в инфракрасных полосах J (длина волны ~1.25 мкм) и H (длина волны ~1.6 мкм), а по оси ординат – абсолютная величина в полосе J, на фоне других молодых горячих планет и коричневых карликов. Вдоль розовой полосы располагаются коричневые карлики спектрального класса L и горячие планеты, окутанные силикатными облаками. Вдоль голубой полосы располагаются коричневые карлики спектрального класса T и более прохладные планеты, лишенные облаков. Планета HD 131399 A b находится вблизи границы между этими типами.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1607/1607.02525.pdf

 

 

27 августа 2016
У звезды Проксима Центавра обнаружена потенциально обитаемая планета
прямая ссылка на эту новость

Вечером 24 августа 2016 года прошла долгожданная пресс-конференция, посвященная открытию землеподобной планеты у ближайшей к Солнцу звезды Проксима Центавра. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, оно явилось результатом обширной программы интенсивных наблюдений Проксимы, завершение которой получило название Pale Red Dot (Бледная красная точка, намек на знаменитые слова Карла Сагана о бледной голубой точке – Земле). На протяжении многих лет лучевые скорости Проксимы измерялись с помощью двух высокоточных спектрографов – HARPS и UVES. Спектрограф UVES вел наблюдения Проксимы в период с 2000 по 2008 год, всего было получено 72 замера. HARPS сделал 90 замеров лучевой скорости Ближайшей в рамках разных программ до 2016 года, и 54 замера – в период с 19 января по 31 марта 2016 года в рамках программы Pale Red Dot. Параллельно велся плотный мониторинг хромосферной и вспышечной активности Проксимы для учета колебаний лучевой скорости, вызванных собственной активностью звезды. Результатом стало открытие планеты земного типа в обитаемой зоне, достоверность которого оценивается в 99.99999%.

Проксима Центавра (GJ 551, HIP 70890) – тусклый красный карлик спектрального класса M5.5 V, удаленный от нас всего на 1.30 пк. Ее масса оценивается в 0.120 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.141 ± 0.021 солнечных радиусов, светимость в ~645 раз меньше светимости Солнца. Проксима вращается вокруг своей оси достаточно медленно (за ~83 земных суток), что говорит о ее зрелом возрасте ~4.85 млрд. лет. Мощность рентгеновского излучения этой звезды сравнима с мощностью рентгеновского излучения Солнца.

Проксима Центавра расположена на расстоянии ~15000 а.е. от более тесной пары звезд альфа Центавра A и B. Близость собственных скоростей всех трех звезд говорит о том, что, скорее всего, они составляют физически связанную систему. Однако по мнению ряда авторов Проксима не связана с парой A и B, но является частью общего звездного потока, куда входит еще несколько звезд. Окончательно этот вопрос еще не решен.

Богатые и плотные ряды замеров лучевой скорости Проксимы позволили обнаружить когерентные колебания с периодом 11.186 ± 0.002 земных суток и полуамплитудой 1.38 ± 0.21 м/с, никак не связанные с активностью звезды. Проанализировав и исключив различные астрофизические явления, способные вызвать такие колебания, авторы открытия пришли к выводу, что их вызывает планета с минимальной массой (параметром m sin i) в 1.27 +0.19/-0.17 масс Земли. Проксима b вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (e < 0.35) на среднем расстоянии 0.0485 +0.0041/-0.0051 а.е., где уровень инсоляции составляет ~65% земного, иначе говоря, ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса.


Фазовая кривая колебаний лучевой скорости Проксимы Центавра.

25 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу несколько теоретических работ, посвященных происхождению, эволюции и климату Проксимы b. Разумеется, вопросов у исследователей получилось куда больше, чем ответов. Остается неизвестной истинная масса планеты и ее радиус. Авторы одного из исследований подчеркивают, что масса Проксимы b почти наверняка меньше 10 масс Земли и скорее всего меньше 3 масс Земли, но подобные ограничения слишком мягки и открывают широкий простор для спекуляций. Проксима b может быть планетой земного типа, океанидой, даже мини-нептуном. Даже если ее истинная масса близка к минимальной (~1.3 масс Земли), климатическая эволюция планеты коренным образом зависит от начального содержания летучих в ее составе.

Красные карлики довольно много времени проводят на стадии, предшествующей главной последовательности. На этой стадии они продолжают сжиматься, а их светимость постепенно падает. В первые 160 млн. лет существования Проксимы эта звезда была гораздо ярче, чем сейчас, а планета Проксима b находилась ближе внутреннего края обитаемой зоны. Этого мало – мощные вспышки и корональные выбросы молодой звезды приводили к интенсивной эрозии атмосферы планеты. Даже сейчас Проксима b получает от своей звезды в 30 раз больше ультрафиолета, чем Земля от Солнца, а рентгеновских лучей – больше в 250 раз. По расчетам исследователей, мощность ультрафиолетового и рентгеновского излучения молодой Проксимы был таков, что планета b теряла воду с темпом один земной океан за ~4 млн. лет. Если изначальное количество воды на ней было близко к земному, к настоящему моменту она уже полностью высохла.


Эволюция обитаемой зоны Проксимы Центавра с течением времени. Горизонтальной черной линией показана текущая орбита планеты b , синей полосой – консервативная обитаемая зона. Красными линиями показано положение внутреннего края оптимистичной обитаемой зоны для сухой планеты при разных значениях альбедо А. В первые 160 млн. лет планета Проксима b располагалась ближе внутреннего края обитаемой зоны.

Если Проксима b изначально была богата водой или если к моменту завершения своего формирования она удержала водородную оболочку с массой ~0.01 масс Земли, в настоящий момент планета может иметь благоприятный климат и даже быть обитаемой. Однако если захваченного водорода было слишком много (0.1-1% масс Земли), он не успеет весь диссипировать за 4.8 млрд. лет, атмосферное давление и температура поверхности планеты окажутся слишком высоки, и планета окажется необитаемым мини-нептуном.

Еще одна работа, опубликованная 25 августа, была посвящена моделированию климата Проксимы b в предположении, что она является планетой земного типа с массой 1.4 масс Земли и радиусом 1.1 радиусов Земли. Авторы моделировали климат планеты для случаев орбитально-вращательного резонанса 1:1 (планета всегда обращена к звезде только одной стороной) и 3:2, как у Меркурия, последний вариант возможен в случае, если орбитальный эксцентриситет превышает 0.06. Рассматривались как случаи с тонкой азотной атмосферой с примесью углекислого газа, так и плотной углекислотной атмосферы с давлением у поверхности 1, 4 и 6 атм., а также с разным количеством воды. Как оказалось, в широком диапазоне атмосферного давления и содержания воды жидкая вода может присутствовать на поверхности планеты – в виде отдельных озер или океана, полностью или частично свободного ото льда.


Наличие на поверхности планеты Проксима b жидкой воды (отражено голубым цветом) возможно в широком диапазоне содержания воды (отложено по горизонтальной оси) и углекислого газа (отложено по вертикальной оси). Верхний график построен для планеты в орбитально-вращательном резонансе 1:1, нижний – для планеты в резонансе 3:2 (за два оборота вокруг звезды планета делает три оборота вокруг своей оси).

Ниже показаны результаты расчета поверхностных температур для случаев синхронного (1:1) и несинхронного (3:2) вращения планеты. Как мы видим, в широком диапазоне атмосферных давлений на поверхности температура или всей планеты, или отдельных областей оказывается выше 0°С.

В случае обилия воды и наличия на поверхности Проксимы b глобального океана авторы в зависимости от плотности и состава атмосферы получали как «планету-снежок», так и смешанные варианты с полыньей в подзвездной области, океаном, частично покрытым льдом и, наконец, теплым океаном, полностью свободным ото льда.

Как мы видим, моделирование возможного климата Проксимы b предоставляет широкий спектр возможных вариантов. Чтобы выяснить, какой из них ближе к истине, необходимы дальнейшие исследования.

Вероятность транзитной конфигурации Проксимы b составляет всего 1.3%. Нет никаких сомнений, что соответствующие фотометрические наблюдения будут проведены в самое ближайшее время. Однако вероятность транзитов слишком мала, чтобы на них стоило рассчитывать. Скорее всего, изучать Проксиму b придется другими методами.

Угловое расстояние между планетой и звездой может меняться от нуля (наклонение 90°, транзит или верхнее соединение) до 38 угловых миллисекунд в элонгации. Контраст в случае альбедо планеты, равного единице (белая сфера), составит 2·10-7 при фазовом угле 90°. Современные наземные телескопы 10-метрового класса, оснащенные системами адаптивной оптики (VLT, Gemini и др.), способны разрешить двойной источник с контрастом 10-6–10-7, но на угловом расстоянии не менее 100-200 угловых миллисекунд. Таким образом, Проксима b оказывается для них недоступной.

Однако система Проксимы может быть разрешена на строящихся больших телескопах: 39-метровом E-ELT или 30-метровом TMT. Также представляют интерес космические наблюдения в среднем ИК-диапазоне (10-12 мкм), где контраст между планетой и звездой составляет 5·10-4. Наблюдения фазовой кривой (но не разрешение системы планета + звезда) могут быть проведены на космическим ИК-телескопе им. Джеймса Вебба, однако здесь препятствием может стать вспышечная переменность Проксимы. По-хорошему, для изучения Проксимы b необходимы космические интерферометры.

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1629/eso1629a.pdf
http://arxiv.org/pdf/1608.06919.pdf
http://arxiv.org/pdf/1608.06827.pdf
http://arxiv.org/pdf/1608.06813.pdf

 

 

20 августа 2016
Измерены массы планет в системе Kepler-80
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных открытий «Кеплера» стало обнаружение плотно упакованных компактных многопланетных систем, в которых 4-6 планет находятся на компланарных орбитах с периодами менее 50 земных суток. По сравнению с такими системами Солнечная система выглядит рыхлой и пустынной – орбитальный период Меркурия составляет 88 земных суток.

Одной из первых плотно упакованных компактных многопланетных систем стала система Kepler-80. Она включает в себя пять транзитных экзопланет с орбитальными периодами 1.0, 3.1, 4.6, 7.1 и 9.5 земных суток и радиусами 1.2, 1.5, 1.6, 2.7 и 2.7 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы транзитных кандидатов путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Достоверность планетной природы каждого из пяти кандидатов превышает 99.9%.

Близость планетных орбит приводит к сильному гравитационному взаимодействию планет друг с другом и заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ этих вариаций позволил оценить массы планет TTV-методом (методом тайминга транзитов). 26 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная динамическому анализу движения планет в этой системе и уточнению свойств родительской звезды. Исследователям удалось определить массы и средние плотности четырех планет из пяти, неизвестной осталась масса лишь самой внутренней и самой маленькой планеты.

Kepler-80 (KOI-500, KIC 4852528) – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на ~357 пк. Его масса оценивается в 0.73 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет ~17% солнечной. Оценки возраста этой звезды, даваемые разными авторами, лежат в интервале от 1.3 до 2.9 млрд. лет. Звезда довольно тусклая – ее видимая звездная величина в полосе чувствительности детекторов «Кеплера» составляет +14.8. Низкий блеск звезды сильно затрудняет измерение масс планет методом измерения лучевых скоростей.

Самая внутренняя планета Kepler-80 f имеет радиус 1.21 ± 0.06 радиусов Земли и орбитальный период 0.98679 земных суток. Из-за близости к родительской звезде (она вращается на расстоянии 0.0175 ± 0.0002 а.е.) и мощной инсоляции крайне маловероятно, что планета смогла бы удержать водородно-гелиевую оболочку. Скорее всего, она имеет железокаменный состав, ее масса оценивается авторами статьи в 1.8 ± 0.3 масс Земли. Авторы подчеркивают, что это модельные оценки, а не измеренная величина.

Вторая планета Kepler-80 d имеет радиус 1.53 ± 0.09 радиусов Земли и орбитальный период 3.07222 ± 0.00006 земных суток. Масса планеты, измеренная TTV-методом, оказалась равной 6.75 +0.7/-0.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 7 ± 1 г/куб.см. Таким образом, вторая планета также оказывается железокаменной суперземлей. Масса ее водородно-гелиевой оболочки (если она есть) не превышает 0.05% полной массы планеты, масса воды – не превышает 1%. Заметим, что речь идет лишь о верхних пределах, а не об измеренных величинах! Суперземля вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0372 ± 0.0005 а.е.

Третья планета Kepler-80 e оказалась сравнимых с Kepler-80 d размеров (ее радиус составляет 1.60 ± 0.08 радиусов Земли), но заметно меньшей массы – 4.13 +0.81/-0.95 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.75 +0.9/-1.0 г/куб.см. Таким образом, помимо железокаменного ядра планета явно содержит значительную долю летучих в своем составе. Возможно, планета содержит до 22% воды или сравнительно небольшую водородно-гелиевую оболочку. К сожалению, аналогов таких планет в Солнечной системе нет, и нам не на что опереться в своих оценках, кроме моделирования. Kepler-80 e вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0491 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 4.6449 ± 0.0002 земных суток.

Две внешние планеты Kepler-80 b и Kepler-80 c оказались близких размеров, массы и средней плотности, обе они являются мини-нептунами. Радиус четвертой планеты Kepler-80 b составляет 2.67 ± 0.1 радиусов Земли, радиус пятой Kepler-80 c – 2.74 ± 0.12 радиусов Земли. Их массы, соответственно, оцениваются в 6.9 +1.1/-0.7 масс Земли и 6.7 +1.3/-0.9 масс Земли, а средние плотности – в 1.38 +0.24/-0.17 г/куб.см и 1.22 +0.23/-0.18 г/куб.см. Массовая доля водородно-гелиевой оболочки в составе этих планет составляет ~2%, однако ее протяженность может достигать ~40% радиуса. Внешние планеты вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 0.0648 ± 0.0009 и 0.0792 ± 0.0011 а.е., и делают один оборот, соответственно, за 7.0525 ± 0.0002 и 9.5236 ± 0.0004 земных суток.


Четыре внешние планеты системы Kepler-80 на плоскости «масса-радиус». Планета b показана красным цветом, планета c – зеленым, планета d – фиолетовым и планета e – светло-синим. Диаграмма построена с помощью метода Монте-Карло (разыграна тысяча реализаций возможных планет, отвечающих измеренным параметрам кривой блеска с учетом всех погрешностей). Диаграмма наглядно демонстрирует несимметричность погрешностей в определении масс планет. Сплошные линии на диаграмме показывают модельные зависимости «масса-радиус» для чисто водных планет (черная линия), планет с земным составом +1% водородно-гелиевой оболочки (красная линия), планет с земным составом без оболочки (зеленая линия). Желтой линией показана эмпирическая усредненная зависимость радиуса экзопланет от их массы M = R ^2.06.

Авторы статьи проанализировали динамическую устойчивость системы Kepler-80 и нашли ее устойчивой с большим запасом. Моделирование формирования этой системы показало, что эксцентриситеты орбит планет мало отличаются от нуля: для Kepler-80 e эксцентриситет не превышает 0.08, для остальных планет еще ниже. К сожалению, более точно определить эксцентриситеты орбит из полученных данных невозможно – для этого необходимы новые наблюдения с помощью космических телескопов с большой апертурой.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.07540.pdf

 

 

19 августа 2016
OGLE-2012-BLG-0950L b: тяжелый нептун у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Поиск внесолнечных планет методом гравитационного микролинзирования дает уникальную возможность находить планеты с массами вплоть до нескольких масс Земли за снеговой линией родительских звезд. К недостаткам метода относится его неоднозначность – одна и та же кривая блеска фоновой звезды может быть вызвана различными конфигурациями двойной линзы (т.е. системы звезда+планета). Для уточнения параметров линзы необходимы дополнительные наблюдения – например, измерение блеска звезды-линзы. Все эти трудности приводят к тому, что анализ данных, полученных при наблюдении событий микролинзирования, может длиться годами.

12 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию субсатурна (или тяжелого нептуна) у звезды OGLE-2012-BLG-0950L. Событие микролинзирования OGLE-2012-BLG-0950 было замечено обзором OGLE 21 июня 2012 года. 9 августа 2012 года его независимо обнаружил обзор MOA под именем MOA-2012-BLG-527. В ночь с 8 на 9 августа 2012 года на кривой блеска фоновой звезды появилась аномалия, говорящая о двойственности линзы. К сожалению, в ночь аномалии обзор OGLE получил только один фотометрический замер, а обзор MOA, снимающий фотометрию каждые 47 минут, пропустил несколько замеров из-за плохой погоды. Это затруднило анализ полученных данных (в частности, на кривой блеска фоновой звезды не удалось обнаружить эффекта, обусловленного ее конечными размерами (finite source effect)), что привело к значительным погрешностям в определении параметров линзы. С другой стороны, измерение блеска звезды-линзы с помощью 10-метрового телескопа Кек II (оно было проведено 18 июля 2013 года) позволило уменьшить эти погрешности и уточнить параметры системы.

Итак, OGLE-2012-BLG-0950L – ранний красный или поздний оранжевый карлик массой 0.56 +0.12/-0.16 солнечных масс. На расстоянии 2.7 ± 0.7 а.е. от него (в проекции на небесную сферу) находится планета массой 35 +17/-9 масс Земли. Вся система удалена от нас на 3.0 +0.8/-1.1 кпк. Планета находится далеко за снеговой линией своей звезды – ее температурный режим грубо соответствует температурному режиму Сатурна.


Известные экзопланеты на плоскости «большая полуось орбиты в единицах расстояния до снеговой линии – масса планеты». Черными и синими точками показаны планеты, обнаруженные методом измерения лучевых скоростей и транзитным методом, соответственно. Красными кружками показаны планеты, обнаруженные методом гравитационного микролинзирования. Сиреневым кружком показана планета OGLE-2012-BLG-0950L b, зелеными буквами – планеты Солнечной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.03267v1.pdf

 

 

13 августа 2016
WASP-127 b, WASP-136 b и WASP-138 b: воздушный субсатурн и два юпитера
прямая ссылка на эту новость

Открытием очередного горячего юпитера теперь никого уже не удивишь – к настоящему времени открыто около трех сотен подобных планет, и их число продолжает пополняться. Большинство горячих юпитеров открыто наземными транзитными обзорами, такими, как HATNet, SuperWASP, KELT и др., для них известен и радиус, и масса. Эти планеты не образуют однородной группы объектов, их средняя плотность может отличаться на два порядка. Планета с массой порядка массы Юпитера может компактно вписываться в радиус ~0.775 радиусов Юпитера (WASP-59 b), а может раздуться до радиуса ~1.93 радиуса Юпитера (WASP-17 b). Часть планет попадает в зазор между массами Сатурна и Нептуна – их изучение представляет особый интерес, поскольку моделирование процессов планетообразования предсказывает дефицит таких планет.

27 июля 2016 года в Архиве Электронных препринтов была опубликована статья от обзора SuperWASP, посвященная открытию еще трех транзитных экзопланет. Все они находятся на тесных орбитах и весьма горячи, но их масса и средняя плотность резко различаются между собой.

Массы планет были определены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов SOPHIE и CORALIE, кроме того, звезды прошли стандартную процедуру валидации для исключения загрязнения кривой блеска возможными близкими компаньонами.

Звезда WASP-127 удалена от нас на 102 ± 12 пк. Ее спектральный класс – G5, масса оценивается в 1.08 ± 0.03 солнечных масс, радиус достигает 1.39 ± 0.03 солнечных радиусов. По-видимому, звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 11.4 ± 1.8 млрд. лет.

Масса планеты WASP-127 b равна всего 0.18 ± 0.02 масс Юпитера (~0.6 масс Сатурна или ~3.3 массы Нептуна), однако радиус достигает 1.37 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к исключительно низкой средней плотности – 0.090 ± 0.013 г/куб.см (в ~11 раз меньше плотности воды!) Этот рыхлый субсатурн вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0520 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 4.17806 земных суток, его эффективная температура оценивается в 1400 ± 24К. Низкая плотность и высокая температура приводят к огромной шкале высот – 2500 ± 400 км (для сравнения, у земной атмосферы эта величина близка к 8 км). Яркость родительской звезды (+10.15) делает WASP-127 b очень привлекательной целью для исследования атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Звезда WASP-136 удалена от нас на 164 ± 18 пк. Ее спектральный класс – F5, масса оценивается в 1.41 ± 0.07 солнечных масс, радиус достигает 2.21 ± 0.22 солнечных радиусов. Как и WASP-127, она недавно сошла с главной последовательности и эволюционирует в красный гигант, ее возраст составляет 3.6 ± 0.7 млрд. лет.

Масса планеты WASP-136 b оценивается в 1.51 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – в 1.38 ± 0.16 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.77 +0.31/-0.20 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.066 ± 0.001 а.е., его орбитальный период составляет 5.21536 земных суток. Из-за яркости родительской звезды эффективная температура WASP-136 b достигает 1742 ± 82К. В дальнейшем раздувание звезды приведет к росту приливных сил, воздействующих на планету, и ее миграции внутрь, так что примерно через 680 млн. лет планета будет поглощена своей звездой.

WASP-138 – звезда главной последовательности спектрального класса F9 V, удаленная от нас на 308 ± 51 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.36 ± 0.05 солнечных радиусов. Возраст звезды составляет 3.44 ± 0.93 млрд. лет.

Масса планеты WASP-138 b равна 1.22 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – 1.09 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.22 +0.13/-0.19 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0494 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 3.63443 земных суток, его эффективная температура оценивается авторами открытия в 1590 ± 31К.

Средняя плотность, довольно большая для такой горячей планеты, говорит о том, что в недрах WASP-138 b находится ядро из тяжелых элементов, чья масса составляет как минимум 10 масс Земли.


Новые планеты на плоскости «орбитальный период – масса» (логарифмическая шкала по обеим осям). Пунктирными линиями очерчена «пустыня между нептунами и сатурнами». Планета WASP-127 b (показана зеленым кружком) попадает в эту «пустыню» – область параметров, где наблюдается недостаток планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.07859.pdf

 

 

11 августа 2016
Две небольшие транзитные планеты у близкой звезды HD 3167
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера в рамках основной миссии обнаружил несколько тысяч транзитных экзопланет, но подавляющее большинство из них вращается вокруг тусклых звезд. Транзитные планеты у близких и ярких (ярче +9 звездной величины) звезд можно буквально пересчитать по пальцам. Между тем именно яркость родительских звезд позволяет более-менее точно измерить массу планет методом лучевых скоростей и изучить свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Для поиска транзитных планет у ярких звезд на всей небесной сфере в 2017 году будет запущен космический телескоп TESS. Однако первые научные результаты от TESS ожидаются не раньше начала 2018 года. До этого момента лишь один инструмент, находящийся за пределами земной атмосферы, сможет обнаруживать небольшие транзитные экзопланеты у солнцеподобных звезд – космический телескоп им. Кеплера, продолжающий научные наблюдения в рамках расширенной миссии K2.

18 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух небольших транзитных планет у сравнительно близкой и яркой звезды HD 3167. Звезда попала на 8-ю наблюдательную площадку «Кеплера» и мониторилась с 3 января по 23 марта 2016 года. После обнаружения двух транзитных кандидатов звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Вероятность планетной природы обоих кандидатов превышает 99.9%.

HD 3167 (HIP 2736) – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно половину солнечной. Звезда медленно вращается и отличается низкой хромосферной активностью, что говорит о ее зрелом возрасте. Система удалена от нас на 45.8 ± 2.2 пк.

Кривая блеска HD 3167 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 0.96 и 29.85 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами ~1.6 и ~2.9 радиусов Земли, соответственно.

Внутренняя планета HD 3167 b – горячая суперземля, делающая один оборот всего за 23 часа 2 минуты. Она удалена от своей звезды на расстояние ~4.25 звездных радиусов и нагрета до 1560 ± 130К. Ее радиус составляет 1.595 ± 0.084 радиусов Земли. Скорее всего, это железокаменная планета, лишенная водородно-гелиевой оболочки (вероятно, что и других летучих).

Внешняя планета HD 3167 c больше – ее радиус оценивается в 2.9 ± 0.2 радиуса Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии ~38.7 звездных радиусов, его орбитальный период – 29.845 ± 0.001 земных суток. Планета достаточно прохладна – ее эффективная температура оценивается авторами статьи в 500 ± 40К.

Авторы открытия обошлись статистическим подтверждением обеих планет и не пытались измерить их массу, однако сделать это вполне реально. Если внутренняя планета является железокаменной (а это весьма вероятно), то она должна наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой около 3 м/с, доступные для измерения самыми точными современными спектрографами, такими как HARPS, HIRES или HARPS-N. Состав внешней планеты менее определен – она может быть как суперземлей, так и океанидой или мини-нептуном, ее масса может лежать в интервале 5-15 масс Земли, а полуамплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых на звезду, составлять 1-3 м/с. При этом точное знание орбитального периода обеих планет поможет вытащить слабый RV-сигнал из-под шумов. Кроме того, мониторинг лучевой скорости HD 3167 позволит обнаружить и другие, не транзитные планеты в этой системе, которые там почти наверняка есть.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.05248.pdf

 

 

9 августа 2016
KELT-17 b: транзитный горячий гигант у A-звезды
прямая ссылка на эту новость

Изучение планетных систем у звезд различных масс помогает лучше понимать процессы планетообразования во всей их полноте. Известно, что распространенность планет-гигантов растет с ростом массы родительских звезд. Это не удивительно – наблюдения протопланетных дисков более массивных звезд показывают, что они протяженнее и массивнее протопланетных дисков солнцеподобных звезд и тем более красных карликов. Однако поиск планет у A- и ранних F-звезд затруднен быстрым вращением этих звезд и отсутствием в их спектрах узких линий, необходимых для точного измерения лучевых скоростей. Поэтому до настоящего времени было известно только три планеты, вращающиеся вокруг A-звезд – WASP-33 b, Kepler-13 b и HAT-P-57 b. Поиск планет у звезд промежуточной массы обычно ведется после их схода с главной последовательности и превращения в оранжевые и красные гиганты.

5 августа 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего юпитера у A-звезды KELT-17 (TYC 807-903-1).

KELT – наземный транзитный обзор, посвященный поиску планет у сравнительно ярких звезд (8-10 видимой звездной величины). Примерно 55% звезд, наблюдаемых северным телескопом обзора, оказываются горячее 6250К, а их массы превышают 1.3 масс Солнца. Такие звезды уже достаточно быстро вращаются, чтобы метод измерения лучевых скоростей начал буксовать, поэтому для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы приходится идти на различные ухищрения.

KELT-17 – звезда главной последовательности спектрального класса A, удаленная от нас на 210 ± 10 пк. Ее масса оценивается в 1.64 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.65 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 7.5 ± 0.6 раз превышает солнечную. Возраст KELT-17 составляет 500-800 млн. лет.

Массу планеты KELT-17 b все-таки удалось измерить методом лучевых скоростей, однако из-за низкой точности единичного размера, составившей 50-150 м/с для разных ночей, погрешность в определении массы оказалась значительной. Итак, масса гиганта составила 1.31 ± 0.29 масс Юпитера, радиус – 1.525 ± 0.065 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.46 ± 0.12 г/куб.см. KELT-17 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0488 ± 0.0007 а.е. (~6.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.08017 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 2087 ± 33К.

Быстрое вращение родительской звезды позволило измерить наклонение орбиты планеты с помощью эффекта Мак-Лафлина. Оно оказалось равным 116 ± 4°. Иначе говоря, перед нами планета на ретроградной резко наклоненной орбите. Авторы статьи отмечают, что из 26 известных транзитных горячих юпитеров, вращающихся вокруг звезд горячее 6250К, ~70% находится на наклоненных орбитах.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.03512.pdf

 

 

8 августа 2016
GJ 3998 b и c: две суперземли у близкого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Красные карлики – наиболее многочисленные звезды Галактики, к ним относится 70-75% всех звезд. Большинство из них (если не все) обладает планетными системами. По расчетам К.Дрессинг и Д.Шарбонно, основанных на анализе данных, собранных «Кеплером», в среднем у каждого красного карлика есть 2.5 ± 0.2 планеты с радиусами 1-4 радиусов Земли на орбитах короче 200 земных суток. Похожие оценки дают RV-обзоры – 0.88 +0.55/-0.19 планет с массами от 1 до 10 масс Земли на орбитах короче 100 земных суток. Тем самым близкие и сравнительно яркие красные карлики становятся очень привлекательной целью для поиска новых планет и изучения их характеристик.

14 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у красного карлика GJ 3998. Открытие было сделано в рамках программы HADES RV.

Программа HADES RV посвящена поиску планет у ближайших звезд методом измерения лучевых скоростей. Для наблюдений было отобрано 103 красных карлика ярче +12 звездной величины спектральных классов от M0 V до M3 V. К настоящему моменту для ~15% звезд из этого списка уже получено более 80 замеров лучевой скорости с погрешностью 1.0-1.8 м/с. Наблюдения звезды GJ 3998 велись с 26 мая 2013 года по 12 октября 2015 года, за это время было сделано 136 замеров.

GJ 3998 – звезда главной последовательности спектрального класса M1 V, удаленная от нас на 17.8 ± 0.7 пк. Ее масса оценивается в 0.50 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.49 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость составляет 4.1 ± 0.8% светимости Солнца. Видимая звездная величина GJ 3998 составляет +10.83, а в инфракрасной полосе К – даже +6.82.

Лучевая скорость GJ 3998 демонстрирует суперпозицию колебаний с периодами 2.65, 13.7, 30.7 и 42.5 земных суток. Тщательный анализ хромосферной активности звезды показал, что периоды 30.7 и 42.5 земных суток соответствуют периоду ее вращения вокруг своей оси и дифференциальному вращению – иначе говоря, имеют не планетную природу. Напротив, колебания с периодами 2.65 и 13.7 земных суток никак не коррелируют с различными типами звездной активности и, скорее всего, вызваны планетами, вращающимися вокруг GJ 3998.

Минимальная масса внутренней планеты GJ 3998 b составляет всего 2.47 ± 0.27 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.029 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 2.6498 ± 0.0008 земных суток. Планета оказывается горячее Меркурия, но прохладнее типичных «горячих» планет. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наведенных этой планетой, составляет всего 1.82 ± 0.16 м/с! Слабый сигнал удалось «вытащить» из-под шумов благодаря богатым рядам наблюдений.

Минимальная масса внешней планеты GJ 3998 c достигает 6.26 ± 0.79 масс Земли. Возможно, перед нами не суперземля, а мини-нептун (а может, и «обычный» нептун, если наклонение его орбиты достаточно мало). Планета вращается вокруг родительской звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.089 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.049 +0.052/-0.034, и делает один оборот за 13.740 ± 0.016 земных суток. Температурный режим внешней планеты соответствует температурному режиму Меркурия.


Новые планеты (показаны зелеными звездочками) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» на фоне других маломассивных планет у красных карликов. Черными кружками показаны планеты с известными радиусами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.03632.pdf

 

 

5 августа 2016
Схожесть и разнообразие: пять транзитных горячих юпитеров от обзора SuperWASP
прямая ссылка на эту новость

Кроме обзора HATSouth, представившего в июле больше десятка новых планет, об открытиях объявил и самый успешный наземный транзитный обзор SuperWASP. 5 и 11 июля в Архиве электронных препринтов были опубликованы две статьи, посвященные обнаружению (в сумме) пяти новых планет-гигантов. Как и подавляющее большинство других планет, обнаруженных наземными транзитными обзорами, новые планеты являются горячими юпитерами. Все пять планет нагреты до высоких температур (от 1500К до 2050К) и заметно «раздуты».

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса, масс Солнца
Радиус, радиусов Солнца
Светимость, светимостей Солнца
Металличность, [Fe/H]
530 ± 90
F7 V
1.19 ± 0.04
1.34 ± 0.06
~2.47
0.00 ± 0.14
250 ± 60
F4
1.334 ± 0.033
1.524 ± 0.04
~4.18
0.06 ± 0.17
250 ± 35
F6
1.32 ± 0.035
1.70 ± 0.03
~4.38
0.16 ± 0.11
360 ± 70
G1
1.32 ± 0.07
1.61 +0.09/-0.12
~2.79
0.10 ± 0.09
460 ± 80
G0 V
1.29 ± 0.05
1.43 ± 0.06
~2.28
0.14 ± 0.07

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-92 b
0.0348 ± 0.0004
2.17467
0.805 ± 0.07
1.46 ± 0.08
0.260 ± 0.044
1871 ± 56
WASP-93 b
0.0421 ± 0.0004
2.73253
1.47 ± 0.29
1.60 ± 0.08
0.360 ± 0.084
1942 ± 38
WASP-118 b
0.0545 ± 0.0005
4.04604
0.514 ± 0.02
1.44 ± 0.04
0.175 ± 0.018
1729 ± 36
WASP-113 b
0.0589 ± 0.0001
4.54217
0.475 ± 0.054
1.41 +0.10/-0.14
0.172 +0.055/-0.034
1496 ± 60
WASP-114 b
0.0285 ± 0.0004
1.54877
1.77 ± 0.064
1.34 ± 0.064
0.73 ± 0.10
2043 ± 58

Авторы первой статьи рассмотрели приливную эволюцию трех новых планет и нашли, что горячий юпитер WASP-92 b находится на неустойчивой орбите и продолжает мигрировать к своей звезде. При этом орбиты планет WASP-93 b и WASP-118 b гораздо более устойчивы – так, чтобы достигнуть зоны Роша родительской звезды и начать разрушаться, гиганту WASP-118 b потребуется ~150 млрд. лет. Планета WASP-93 b под действием приливных сил, напротив, должна мигрировать наружу! Дальнейшие наблюдения транзитов этих планет космическими телескопами TESS, ChEOPS и PLATO помогут обнаружить постепенное уменьшение или увеличение орбитального периода и подтвердить (или опровергнуть) продолжающуюся миграцию этих планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.00774.pdf
http://arxiv.org/pdf/1607.02341.pdf

 

 

2 августа 2016
Воздушная планета KELT-11 b
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) посвящен поиску транзитных планет у сравнительно ярких звезд (с видимой звездной величиной от +7.5 до +10.5). Яркость родительских звезд облегчает измерение масс планет методом лучевых скоростей и позволяет изучать атмосферы планет методами трансмиссионной спектроскопии. В северном полушарии обзор ведет наблюдения с 2006 года, в 2009 году был установлен аналогичный автоматический телескоп в Сатерленде (Южная Африка). На начало июля 2016 года обзором KELT было открыто семь горячих юпитеров.

7 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию необыкновенно рыхлой планеты KELT-11 b. Планета отличается сравнительно малой массой и крупными размерами, тем самым ее средняя плотность оказывается почти в 11 раз меньше плотности воды!

Звезда KELT-11 мониторилась с марта 2010 года по июль 2014 года. После обнаружения транзитного кандидата авторы открытия провели фотометрические наблюдения звезды на более крупных телескопах. Также звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Интересно, что независимо от научной команды KELT звезду KELT-11 (она же HD 93396) наблюдали на обсерватории им. Кека с помощью высокоточного спектрометра HIRES в рамках программы наблюдений «бывших А-звезд». Это позволило достаточно точно измерить массу новой планеты методом лучевых скоростей.

Итак, KELT-11 – оранжевый субгигант спектрального класса K0 IV (по другим данным – G8 IV), удаленный от нас на 98 ± 5 пк. Его масса оценивается в 1.44 ± 0.06 солнечных масс, радиус достигает 2.72 ± 0.21 солнечных радиусов, светимость примерно в 5.55 раза превышает светимость Солнца. Снимки окрестностей звезды, полученные с помощью системы адаптивной оптики на телескопе Хейла Паломарской обсерватории показали отсутствие звездных компаньонов на расстояниях 14-98 а.е. (впрочем, тусклые красные карлики полностью не исключены).

Масса планеты KELT-11 b составляет 0.195 ± 0.019 масс Юпитера (~0.65 массы Сатурна), но радиус достигает 1.37 ± 0.15 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности всего 0.093 +0.028/-0.024 г/куб.см. «Воздушный» гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0623 ± 0.0009 а.е. (~4.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.73653 ± 0.00007 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1712 ± 51К.

Сравнительно низкая масса, большой радиус и высокая температура планеты приводят к огромной шкале высот – высота стандартной атмосферы на KELT-11 b достигает 2763 км (для сравнения, для земной атмосферы эта величина близка к 8 км). Отношение шкалы высот к радиусу планеты составляет 2.8%, что делает эту планету исключительно удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Помимо периодического сигнала от планеты лучевая скорость звезды KELT-11 демонстрирует дополнительный линейный дрейф -0.0060 ± 0.0015 м/с в сутки. Скорее всего, в этой системе присутствует дополнительное массивное тело на широкой орбите – планета-гигант, коричневый карлик или маломассивная звезда.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.01755.pdf

 

 

30 июля 2016
Три теплых нептуна у близких звезд: HD 42618 b, HD 164922 c, HD 143761 c
прямая ссылка на эту новость

Если горячие юпитеры искать достаточно легко, и этим занимается сразу множество научных групп, то планеты меньшей массы и более умеренного теплового режима – трудная цель. К настоящему моменту известно только 17 планет с минимальной массой меньше 30 масс Земли и орбитальным периодом длиннее 75 суток. Чтобы эффективно искать такие планеты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, нужна высокая точность единичного замера (лучше 2 м/с), высокая частота и богатые ряды наблюдений.

Одним из обзоров, посвященных поиску маломассивных планет в солнечных окрестностях, является программа Eta-Earth. В рамках этого обзора ведется мониторинг лучевых скоростей 230 сравнительно ярких и спокойных GKM-звезд с помощью спектрографа HIRES, чья инструментальная точность достигает 1 м/с.

30 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья Бенджамина Фултона с коллегами, посвященная открытию трех сравнительно маломассивных умеренно нагретых планет у звезд HD 42618, HD 164922 и HD 143761. Исследователи провели наблюдения 51 целевой звезды обзора Eta-Earth с помощью спектрографа Levy, установленного на телескопе APF, и проделали совместный анализ полученных данных. Богатые и продолжительные ряды наблюдений выбранных звезд позволили обнаружить три планеты с массами, близкими к массе Нептуна.

HD 42618 (GJ 3387, HIP 29432) – солнцеподобная звезда спектрального класса G4 V, удаленная от нас на 23.5 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 1.015 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.00 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет 0.98 ± 0.17 солнечных.

Для анализа был использован 571(!) замер лучевой скорости звезды, из которых 35 замеров получили авторы статьи.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 42618 b составляет 15.4 ± 2.5 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.554 ± 0.011 а.е. и эксцентриситетом 0.19 +0.15/-0.12, и делает один оборот за 149.61 ± 0.37 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 337 ± 16К (при альбедо, равном 0.32). О трудности обнаружения планеты говорит тот факт, что полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды составила всего 1.89 ± 0.29 м/с!

Периодиограмма звезды HD 42618 демонстрирует еще один сигнал с периодом 388 суток и полуамплитудой ~2 м/с. Однако из-за близости этого периода к земному году авторы статьи опасаются, что этот сигнал вызван загрязнением спектра звезды теллурическими линиями и, следовательно, является ложнопозитивом. Авторы продолжат наблюдения за звездой для прояснения природы этого сигнала.

Если HD 42618 b – первая известная планета в этой системе, остальные два нептуна были обнаружены у звезд, уже имеющих планеты.

HD 164922 (GJ 6913, HIP 88348) – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V (по другим данным – K0 V). Масса звезды составляет 0.874 ± 0.012 солнечных масс, радиус – 1.00 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – 0.703 ± 0.017 солнечных светимостей. Система удалена от нас на 22.13 ± 0.27 пк.

В 2006 году у звезды HD 164922 был обнаружен «сатурн» HD 164922 b с орбитальным периодом ~1200 земных суток и температурным режимом Главного пояса астероидов. В дальнейшем наблюдения за звездой продолжились. Фултон с коллегами использовали для анализа 328 замеров лучевой скорости, полученных HIRES, и 73 замера, полученных ими на спектрографе Levy. Богатые ряды наблюдений позволили обнаружить в этой системе еще одну планету – «нептун» HD 164922 c.

Минимальная масса планеты HD 164922 c – 12.9 ± 1.6 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.3351 ± 0.0015 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.13, и делает один оборот за 75.765 ± 0.06 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 401 ± 4К, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Помимо открытия внутренней планеты авторы подтвердили наличие внешней (HD 164922 b) и существенно уточнили ее параметры.

На периодиограмме HD 164922 найден еще один сигнал с периодом 41.7 земных суток, но авторы не спешат заявлять об открытии еще одного планетного кандидата. Поскольку сигнал близок к периоду вращения звезды (~44 земных суток), они опасаются, что он инициирован звездной активностью, и предлагают продолжить мониторинг лучевой скорости HD 164922. Дальнейшие наблюдения помогут определить природу этого сигнала.

Наиболее интригующей оказалась история планет у звезды HD 143761 (ро Северной Короны). Эта звезда – самая близкая и яркая среди трех, представленных в статье, она видна невооруженным глазом (видимая звездная величина +5.41).

Ро Северной Короны – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0 – удалена от нас на 17.236 ± 0.024 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.03 солнечных масс, радиус достигает 1.36 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 1.706 ± 0.042 раза превышает светимость Солнца. Эта звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе Солнца.

Еще в 1997 году рядом с ней был обнаружен очень теплый гигант с орбитальным периодом 39.8 земных суток и минимальной массой около одной массы Юпитера. В 1999 году на ИК-снимках был обнаружен околозвездный пылевой диск, наклоненный к лучу зрения на 46 +4/-7°. Если плоскость орбиты гиганта HD 143761 b совпадала с плоскостью диска, истинная масса планеты оказалась бы равной ~1.5 масс Юпитера.

Однако в 2011 году группа исследователей проанализировала астрометрические данные, полученные спутником Hipparcos, и объявила об обнаружении астрометрического сигнала от планеты HD 143761 b. Согласно этому исследованию, наклонение орбиты объекта составило 0.4-0.7° (система наблюдалась практически плашмя), а истинная масса достигала 100-200 масс Юпитера. Таким образом, HD 143761 b оказывалась не планетой и даже не коричневым карликом, а маломассивной звездой!

В 2014 году систему HD 143761 пронаблюдали с помощью интерферометра CHARA. Никаких следов двойственности обнаружено не было, однако компаньон мог быть слишком слаб для того, чтобы проявиться в данных CHARA.

Наконец, авторы статьи пронаблюдали звезду HD 143761 с помощью спекл-интерферометра DSSI, установленного на телескопе Gemini-North. Им также не удалось найти никаких свидетельств двойственности этой звезды. Скорее всего, орбита HD 143761 b расположена к нам не плашмя, а масса существенно ниже 100-200 масс Юпитера. Чем вызван астрометрический сигнал в данных Hipparcos, остается загадкой.

Фултон с коллегами использовали для анализа 519 замеров лучевой скорости HD 143761, полученных HIRES, и 157 замеров, полученных Levy. Богатейший ряд замеров позволил обнаружить в этой системе вторую планету – нептун HD 143761 c.

Минимальная масса HD 143761 c оценивается в 25 ± 2 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.412 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.05 +0.06/-0.04, и делает один оборот за 102.54 ± 0.17 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 448 ± 7К, она немного горячее Меркурия.

Авторы открытия собираются продолжить поиски маломассивных планет у близких к Солнцу звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.00007.pdf

 

 

28 июля 2016
HATS-22 b, HATS-23 b, HATS-24 b: транзитные гиганты с массой ~2 масс Юпитера
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор HATSouth продолжает серию публикаций, посвященных открытию новых экзопланет. 6 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, представляющая три новых планеты-гиганта HATS-22 b, HATS-23 b и HATS-24 b. Массы всех трех планет попадают в диапазон 1-3 масс Юпитера, их радиусы и температурные режимы существенно отличаются друг от друга.

HATS-22 – звезда главной последовательности спектрального класса K, удаленная от нас на 208 ± 9 пк. Ее масса оценивается в 0.76 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.69 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 23% от светимости Солнца.

HATS-22 b – достаточно массивная и компактная планета. Ее масса составляет 2.74 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 0.95 +0.05/-0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 3.89 ± 0.45 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0503 ± 0.0004 а.е. (15.7 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.08 ± 0.03, ее орбитальный период – 4.72281 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 858 +24/-17К, т.е. она заметно прохладнее «типичных» горячих юпитеров. Высокая средняя плотность HATS-22 b говорит о наличии в ее недрах ядра из тяжелых элементов, чья масса может достигать 100 масс Земли, эта планета вошла в десятку самых плотных горячих юпитеров, известных к настоящему времени.

HATS-23 удалена от нас на 747 ± 46 пк. Ее спектральный класс – G0, масса оценивается в 1.12 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.20 +0.06/-0.08 солнечных радиусов, светимость превышает солнечную на 43 ± 22%. HATS-23 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды оценивается в 4.2 ± 1.5 млрд. лет.

Транзиты планеты HATS-23 b – скользящие, поэтому ее размеры определены с большими погрешностями: 1.86 +0.30/-0.40 радиуса Юпитера. Перед нами – типичная «раздутая» планета. Масса HATS-23 b оценивается в 1.47 ± 0.07 масс Юпитера, средняя плотность – в 0.29 +0.30/-0.10 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.114) на среднем расстоянии 0.0340 ± 0.0005 а.е. (~6.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.16052 земных суток. Эффективная температура HATS-23 b достигает 1654 ± 54К.

Наконец, HATS-24 – молодая звезда спектрального класса F. Ее масса составляет 1.21 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 1.17 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – 1.96 ± 0.18 солнечных светимостей. Возраст звезды оценивается в 0.9 +0.7/-0.5 млрд. лет, она удалена от нас на 510 ± 15 пк.

HATS-24 b – самая горячая планета из вновь представленных, ее эффективная температура достигает 2067 ± 39К. Масса планеты составляет 2.44 ± 0.18 масс Юпитера, радиус – 1.49 +0.08/-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.92 ± 0.15 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите ( e < 0.242) на среднем расстоянии 0.0255 ± 0.0002 а.е. (~4.67 звездных радиусов!) и делает один оборот за 1.34850 земных суток.


Новые планеты на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Цветными линиями показаны модельные зависимости масса-радиус для планет с возрастом и степенью нагрева, соответствующим HATS-22 b (желтая), HATS-23 b (красная) и HATS-24 b (зеленая). Видно, что HATS-22 b компактнее модели без ядра, а HATS-23 b и HATS-24 b, напротив, оказываются раздутыми.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.00688.pdf

 

 

21 июля 2016
HATS-19 b, HATS-20 b, HATS-21 b: три транзитных горячих сатурна от обзора HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор HATSouth продолжает серию публикаций о своих новых открытиях. На этот раз вниманию научного сообщества были представлены три сравнительно маломассивных планеты-гиганта, чья масса сравнима с массой Сатурна или даже несколько ниже ее. Одна из планет находится на явно эксцентричной орбите, что может свидетельствовать в пользу наличия в этой системе дополнительных планет.

HATS-19 удалена от нас на 780 ± 110 пк. Это слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0, ее масса составляет 1.30 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 1.75 ± 0.25 солнечных радиусов, светимость превышает солнечную в ~3.3 раза. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в ~1.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст HATS-19 оценивается в 4.0 +1.0/-0.5 млрд. лет.

Масса планеты HATS-19 b составляет 0.43 ± 0.07 масс Юпитера, при этом радиус достигает 1.66 ± 0.27 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности – 0.116 ± 0.042 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.059 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.3 ± 0.1, и делает один оборот за 4.56967 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1570 ± 110К.

Планета HATS-20 b легче, прохладнее и гораздо компактнее раздутого гиганта HATS-19 b. Масса планеты составляет 0.273 ± 0.035 масс Юпитера, радиус – 0.776 ± 0.055 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.73 ± 0.18 г/куб.см. Этот горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по орбите с неопределенным эксцентриситетом (e < 0.5) на среднем расстоянии 0.0462 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 3.79930 ± 0.00001 земных суток, его эффективная температура составляет 1147 ± 36К.

Родительская звезда HATS-20 имеет спектральный класс G9 V, ее масса оценивается в 0.91 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.89 +0.06/-0.04 солнечных радиусов, светимость составляет ~61% солнечной, а возраст – 6.4 ± 3.4 млрд. лет. Система удалена от нас на 454 +30/-22 пк.

Наконец, HATS-21 расположена на расстоянии 286 +24/-12 пк. Это солнцеподобная звезда массой 1.08 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 1.02 +0.09/-0.04 солнечных радиусов и светимостью, близкой к солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HATS-21 оценивается в 2.3 ± 1.7 млрд. лет.

Масса горячего сатурна HATS-21 b равна 0.33 +0.04/-0.03 масс Юпитера, радиус – 1.12 +0.15/-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.29 +0.06/-0.09 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.15) на среднем расстоянии 0.0468 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 3.55440 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1284 +55/-31 К.


Новые планеты на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Красными значками показаны Сатурн и Юпитер. Серыми и голубыми линиями показаны модельные зависимости для планет-гигантов с разной массой ядра (0, 10, 25 и 50 масс Земли) и разного возраста (1 и 4.5 млрд. лет). Видно, что HATS-20 b и HATS-21 b вписываются в модельные представления, а HATS-19 b оказывается «раздутой».

К настоящему времени открыто несколько сотен транзитных планет-гигантов, у которых одновременно были измерены и масса, и радиус. Радиусы многих планет значительно (в полтора-два раза) превышают радиусы, предсказанные существующими моделями планет-гигантов. Такие планеты называют «раздутыми» (inflated). Для объяснения «раздутости» предложено несколько гипотез, но ни одна пока не получила надежного подтверждения.

Ясность в этот вопрос можно внести, изучая, как радиусы планет зависят от других их параметров – массы, степени нагрева и металличности родительских звезд. Интересно, что для горячих сатурнов (планет с массами 0.1-0.5 масс Юпитера) и горячих юпитеров (с массами 0.5-2 масс Юпитера) эти зависимости оказались разными. Авторы исследования пишут, что новые планеты подтверждают сильную положительную зависимость радиуса планет от их температуры (т.е. степени нагрева). Для сатурнов также наблюдается положительная корреляция радиуса и массы, а для юпитеров такой корреляции нет (т.е. для них радиус коррелирует только со степенью нагрева).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.00322.pdf

 

 

19 июля 2016
Пять транзитных горячих юпитеров от HATS-31 b до HATS-35 b
прямая ссылка на эту новость

Текущий июль оказался необыкновенно урожайным на транзитные горячие гиганты. Сразу несколько обзоров объявило об открытии планет этого типа. Рекордсменом здесь оказался наземный транзитный обзор HATSouth, опубликовавший несколько статей с целой россыпью планет разной массы и средней плотности.

Обзор HATSouth начал работу в 2009 году. Он основан на фотометрических наблюдениях, ведущихся тремя комплексами автоматических телескопов, расположенных в Чили, Намибии и Австралии. Каждый комплекс включает в себя четыре идентичных телескопа с апертурой 18 см и камерой 4096х4096 пикселей. Наблюдения ведутся в красных лучах (спектральной полосе r). Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение массы планет проводится методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов CORALIE, HARPS, FEROS и CYCLOPS2.

Ниже представлено пять планет, являющихся типичными горячими юпитерами. Массы планет лежат в интервале от 0.88 до 1.22 масс Юпитера, радиусы – от 1.23 до 1.64 радиусов Юпитера, орбитальные периоды – от 1.82 до 3.38 земных суток.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Масса, солнеыных масс
Радиус, солнечных радиусов
Светимость, солнечных светимостей
Возраст, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
872 ± 84
1.28 ± 0.1
1.87 ± 0.18
4.16 ± 0.95
4.3 ± 1.1
0.00 ± 0.07
839 +77/-55
1.10 ± 0.04
1.10 +0.10/-0.06
1.14 +0.24/-0.18
3.5 ± 1.8
0.39 ± 0.05
255 ± 12
1.06 ± 0.03
1.02 ± 0.05
0.96 ± 0.12
3.0 ± 1.7
0.29 ± 0.05
532 ± 32
0.955 ± 0.03
0.98 ± 0.05
0.724 ± 0.09
7.7 ± 2.7
0.25 ± 0.07
557 +22/-17
1.32 ± 0.04
1.43 +0.06/-0.04
2.92 ± 0.31
2.13 ± 0.51
0.21 ± 0.06

Таблица 2. Свойства планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Период, сут.
Масса, масс Юпитера
Радиус, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
HATS-31 b
0.048 ± 0.001
3.37796 ± 0.00001
0.88 ± 0.12
1.64 ± 0.22
0.24 +0.12/-0.09
1823 ± 81
HATS-32 b
0.0402 ± 0.0005
2.81265 ± 0.00001
0.92 ± 0.10
1.25 +0.14/-0.10
0.58 ± 0.16
1437 ± 58
HATS-33 b
0.0373 ± 0.0004
2.54956 ± 0.00001
1.19 ± 0.05
1.23 +0.11/-0.08
0.79 ± 0.19
1429 ± 38
HATS-34 b
0.0317 ± 0.0003
2.10616
0.94 ± 0.07
1.43 ± 0.19
0.40 +0.19/-0.13
1445 ± 42
HATS-35 b
0.0320 ± 0.0003
1.82100
1.22 ± 0.08
1.46 +0.07/-0.04
0.48 +0.04/-0.07
2037 ± 43


Новые планеты (отмечены красным цветом) на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных планет-гигантов. Зелеными пунктирными линиями показаны линии равной плотности, составляющие 0.1, 0.25, 0.5 и 1 средней плотности Юпитера (1.33 г/куб.см).



Новые планеты на плоскости «эффективная температура – радиус».



Новые планеты на плоскости «масса – средняя плотность».

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1607.00006.pdf

 

 

11 июля 2016
OGLE-2015-BLG-0051 b: планета-гигант у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

К настоящему моменту количество известных экзопланет превысило 3 тысячи, но лишь 46 из них было обнаружено методом гравитационного микролинзирования. Причина такой низкой эффективности метода состоит как в крайне низкой вероятности геометрической конфигурации, при которой происходит событие микролинзирования, так и в краткости дополнительного пика на кривой блеска фоновой звезды, вызванного маломассивной планетой. Ранние микролинзовые обзоры, снимавшие фотометрию звезд поля 1-2 раза в сутки, во множестве пропускали события, вызванные планетами и длящиеся всего несколько часов.

Однако в последние годы к наблюдениям приступили новые обзоры, объединяющие широкое поле зрения с высокой частотой фотометрических замеров. Так, корейский микролинзовый обзор KMTNet ведет мониторинг богатых звездных полей с помощью трех 1.6-метровых телескопов, расположенных на трех континентах (в Чили, Южной Африке и в Австралии) и снимающих фотометрию каждые 10 минут. Более эффективная методика наблюдений привела к заметному увеличению темпов открытия планет методом гравитационного микролинзирования.

1 июля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты-гиганта OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048L b, расположенной в балдже Галактики.

Событие микролинзирования OGLE-2015-BLG-0051 первоначально было обнаружено микролинзовым обзором OGLE 13 февраля 2015 года. 2 марта 2015 года на кривой блеска фоновой звезды появилась короткая аномалия, свидетельствующая о наличии рядом со звездой-линзой маломассивного компаньона. Это же событие микролинзирования обнаружил и обзор KMT под именем KMT-2015-BLG-0048. Для анализа использовались фотометрические данные, полученные обоими обзорами.

Кривая блеска фоновой звезды во время события микролинзирования OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048. Пунктирной линией показана ожидаемая кривая блеска при микролинзировании на одиночной звезде.

Согласно анализу кривой блеска фоновой звезды, отношение масс двух компонентов линзы составило (7.43 ± 0.13)·10-3. Физические параметры каждого элемента линзы определены с гораздо большими погрешностями. Родительская звезда оказалась маломассивным красным карликом массой 0.10 +0.09/-0.01 солнечных масс, планета – газовым гигантом массой 0.72 +0.65/-0.07 масс Юпитера. В момент наблюдения аномалии на кривой блеска (2 марта) звезду и планету разделяло расстояние 0.73 ± 0.08 а.е. (в проекции на небесную сферу). Система удалена от нас на 8.2 ± 0.9 кпк.

Новая планета OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048L b расположена далеко за снеговой линией своей звезды. Вероятнее всего, ее температурный режим является промежуточным между температурным режимом Сатурна и Урана.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.09352.pdf

 

 

9 июля 2016
Пять транзитных планет у звезды HIP 41378
прямая ссылка на эту новость

Большинство транзитных планет, обнаруженных «Кеплером», обращаются вокруг тусклых звезд, что затрудняет их дальнейшее изучение. Однако в рамках миссии K2 космический телескоп мониторит в среднем более яркие звезды, чем во время основной миссии. 27 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию пяти транзитных экзопланет у звезды HIP 41378, чья видимая звездная величина достигает +8.9, а в инфракрасной полосе K – даже +7.7! Яркость родительской звезды благоприятна для дальнейшего изучения этой системы спектроскопическими средствами.

К сожалению, из-за выхода из строя двух маховиков системы ориентации космический телескоп им. Кеплера не может поддерживать свою ориентацию в произвольном направлении. В рамках миссии K2 он проводит мониторинг наблюдательных площадок, расположенных вдоль эклиптики, причем время мониторинга одной площадки не превышает 80 суток. Это ограничивает возможности телескопа по обнаружению и определению параметров долгопериодических планет.

Звезда HIP 41378 мониторилась в рамках 5-й наблюдательной кампании с 27 апреля по 10 июля 2015 года, т.е. в течение 75 суток. Из-за малого срока наблюдений орбитальные периоды были точно определены только для двух самых внутренних планет этой системы (для них наблюдалось несколько транзитных событий). Для трех внешних планет наблюдалось только по одному транзитному событию, поэтому их орбитальные периоды оценивались с большими погрешностями по времени продолжительности транзита.

Итак, HIP 41378 (EPIC 211311380) – звезда спектрального класса F8, удаленная от нас на 116 ± 18 пк. Ее масса составляет 1.15 ± 0.06 солнечных масс, радиус достигает 1.40 ± 0.19 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.6 раза превышает солнечную. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (т.е. исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Самая внутренняя планета HIP 41378 b – горячий мини-нептун радиусом 2.90 ± 0.44 радиусов Земли и орбитальным периодом 15.571 ± 0.001 земных суток, для него наблюдалось четыре транзитных события. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.13 ± 0.03 а.е. (~19.5 звездных радиусов).

Вторая планета HIP 41378 c – еще один мини-нептун с орбитальным периодом 31.698 ± 0.004 земных суток, для него наблюдалось два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. Радиус планеты составляет 2.56 ± 0.4 радиусов Земли, большая полуось орбиты, оцененная по 3-му закону Кеплера, составила 0.205 ± 0.05 а.е. Внутренние планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, что делает перспективным определение их масс методом тайминга транзитов.

Третья планета HIP 41378 e – большой нептун радиусом 5.51 ± 0.77 радиусов Земли, его орбитальный период оценивается в 131 +61/-36 земных суток.

Четвертая планета HIP 41378 d – тоже нептун радиусом 3.96 ± 0.59 радиусов Земли и орбитальным периодом 156 +163/-78 земных суток.

Наконец, пятая планета HIP 41378 f – газовый гигант радиусом 10.2 ± 1.4 радиусов Земли (0.91 ± 0.125 радиусов Юпитера) и орбитальным периодом 324 ± 126 земных суток.

Яркость родительской звезды благоприятна для будущего измерения масс планет методом измерения лучевых скоростей. Согласно расчетам авторов открытия, полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наведенных гравитационным влиянием любой из планет, должна превысить 2 м/с. Вытягивание такого слабого сигнала для двух самых внутренних планет облегчается тем, что их орбитальный период известен. Планета HIP 41378 d – наиболее трудная цель: ее точный орбитальный период неизвестен, а размеры невелики, но и ее можно будет обнаружить в случае плотного мониторинга лучевой скорости звезды с помощью лучших спектрографов HARPS-N, HIRES, HARPS и PFS. Также все планеты системы будут идеальной целью для космического телескопа CHEOPS. Возможно, этому телескопу удастся обнаружить и другие транзитные кандидаты в этой системе. Пятая планета-гигант HIP 41378 f очень интересна для изучения свойств атмосфер относительно прохладных газовых гигантов методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.08441.pdf

 

 

4 июля 2016
Три массивных горячих гиганта от обзора QES
прямая ссылка на эту новость

Экзопланетный обзор Катара (Qatar Exoplanet Survey, QES) является наглядной иллюстрацией того, что поиском внесолнечных планет могут успешно заниматься и совсем небольшие страны. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых с помощью четырех автоматических телескопов с апертурой 40 см и еще двух дополнительных с апертурами 13.5 см и 20 см, расположенных в полупустыне Новой Мексики (США) и в совокупности покрывающих поле зрения 11х11 градусов.

24 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию в рамках QES трех новых планет. Как и подавляющее большинство других внесолнечных планет, обнаруженных наземными транзитными обзорами, все три планеты являются горячими юпитерами. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение массы планет было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа TRES. Точность единичного замера была сравнительно невелика – десятки метров в секунду, однако большая масса планет (больше 4 масс Юпитера) обеспечила большую амплитуду колебаний лучевых скоростей родительских звезд и удовлетворительную точность измерения масс.

Qatar-3 – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V немного ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в ~1.145 солнечных масс, радиус – в 1.27 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.9 раза превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.88) его можно оценить в ~570 пк.

Масса планеты Qatar-3 b составляет 4.31 ± 0.47 масс Юпитера, радиус близок к 1.1 радиусам Юпитера, что приводит к средней плотности 4.0 ± 1.2 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0378 ± 0.0007 а.е. (~6.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.50792 ± 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1681 ± 64К.

Qatar-4 – древний оранжевый карлик спектрального класса K1 V. Его возраст достигает 12.90 ± 0.95 млрд. лет! Масса и радиус звезды составляют ~0.954 солнечных масс и ~1.115 солнечных радиусов, светимость оказывается немного ниже солнечной. Расстояние до системы можно оценить в ~425 пк.

Масса планеты Qatar-4 b достигает 5.85 ± 0.47 масс Юпитера, это один из самых массивных транзитных горячих юпитеров, известных на данный момент. Однако из-за достаточно большого радиуса ~ 1.55 радиусов Юпитера средняя плотность планеты оказывается умеренной – около 2 г/куб.см. Орбитальный период гиганта – 1.80539 ± 0.00001 земных суток, он вращается вокруг своей звезды на расстоянии ~0.0286 а.е. (~5.5 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 1570 ± 26К.

Qatar-5 – еще одна солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса составляет ~1.13 солнечных, радиус – 1.076 солнечных, светимость превышает светимость Солнца на 14 ± 12%. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза больше, чем в составе нашего дневного светила! Расстояние до звезды можно оценить в 429 пк.

Планета Qatar-5 b также весьма массивна – ее масса составляет ~4.32 масс Юпитера. При радиусе планеты ~1.11 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности 4.0 ± 0.6 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0413 ± 0.0007 а.е. (~8.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.87923 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1415 ± 31К.


Новые планеты на плоскости «масса-радиус» на фоне других транзитных планет-гигантов. Планета Qatar-3 b показана красным цветом, Qatar-4 b – синим, Qatar-5 b – зеленым. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности в единицах средней плотности Юпитера (1.33 г/куб.см).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.06882.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