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

29 июня 2016
EPIC 211351816 b: горячий юпитер у красного гиганта
прямая ссылка на эту новость

Среди горячих юпитеров, открытых за последние два десятилетия, значительная часть является «раздутыми» (inflated) – это значит, что радиусы таких планет значительно больше, чем предсказывают модели тепловой эволюции планет-гигантов. Природа этой «раздутости» до сих пор остается неизвестной. По одной из гипотез, раздувание атмосферы гиганта вызывается сильным нагревом от близкой звезды, превышающим порог в 2·108 эрг/(см сек), который в ~150 раз превышает уровень освещенности на орбите Земли. Согласно другой, некий еще неизвестный механизм затрудняет остывание планеты после ее формирования (молодые планеты-гиганты возрастом менее 10 млн. лет имеют радиусы больше 1.2 радиусов Юпитера благодаря запасу внутренней энергии, полученному во время своего образования, в дальнейшем планеты постепенно остывают и сжимаются).

Чтобы выяснить, какая из гипотез ближе к истине, следует изучать планеты-гиганты с орбитальными периодами 10-30 земных суток, вращающиеся вокруг звезд красных гигантов. Пока родительские звезды этих планет находились на главной последовательности, планеты были слишком прохладны, чтобы оказаться раздутыми. Однако после схода с главной последовательности светимость звезд резко увеличивается, и освещенность на орбите планеты-гиганта может в 500 раз превысить освещенность на орбите Земли. Таким образом, открытие на 10-30-суточных орбитах вокруг красных гигантов «раздутых» планет будет означать, что их раздутость вызвана интенсивным звездным облучением, тогда как отсутствие «раздутых» планет будет свидетельствовать в пользу гипотезы о затрудненном остывании после формирования.

21 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего юпитера у красного гиганта EPIC 211351816. Планета оказалась несколько раздутой, что свидетельствует в пользу гипотезы о прямом влиянии интенсивного звездного облучения на радиус планеты.

Звезда EPIC 211351816 наблюдалась чуть менее 80 суток в рамках 5 наблюдательной кампании миссии K2. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации – так, снимки высокого разрешения, полученные на 10-метровом телескопе Кек II, исключили затменно-переменные двойные фона как возможный источник транзитного сигнала. Окончательное подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов HIRES, установленном на 10-метровом телескопе Кек I, и Levy, установленном на 2.4-метровом телескопе APF. Свойства звезды EPIC 211351816 были дополнительно уточнены методами астросейсмологии.

Итак, EPIC 211351816 – красный гигант спектрального класса K. Его масса оценивается в 1.16 ± 0.12 солнечных масс, радиус достигает 4.20 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.3 раза превышает солнечную. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст EPIC 211351816 достигает 7.8 ± 2 млрд. лет. Система удалена от нас на 763 ± 42 пк, причем звезда находится на высоте ~350 пк над галактической плоскостью.

Масса горячего юпитера EPIC 211351816 b составляет 1.10 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.27 ± 0.09 радиусов Юпитера, его орбитальный период – 8.4080 ± 0.0002 земных суток. Величина большой полуоси орбиты в статье не приводится, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.085 а.е. (~4.3 звездных радиуса!) Звезда продолжает расширяться, так что самое позднее через 200 млн. лет ее радиус достигнет 18 радиусов Солнца, и она поглотит свою планету. Возможно, разрушение планеты начнется еще раньше в результате действия приливных сил.


Планета EPIC 211351816 b на плоскости «масса – радиус» (показана синим облачком) среди других транзитных экзопланет. Серой пунктирной линией показан порог «раздутости» – 1.2 радиусов Юпитера. Освещенность планет кодируется цветовой шкалой, приведенной справа. Хорошо заметно, что «раздутые» планеты в основном горячи, а не раздутые – более прохладны.

Авторы исследования надеются, что вскоре будут открыты горячие юпитеры у звезд красных гигантов с несколько большими периодами, чем у EPIC 211351816 b, а именно, попадающие в интервал 10-30 земных суток. Это позволит более точно протестировать гипотезу о том, что именно интенсивность звездного излучения приводит к раздутости горячих гигантов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.05818.pdf

 

 

23 июня 2016
EPIC 210363145 b: транзитный мини-нептун у молодого оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космического телескопа им. Кеплера последний приступил к фотометрическому мониторингу наблюдательных площадок, расположенных вдоль эклиптики. На второй наблюдательной площадке оказались рассеянные звездные скопления Плеяды и Гиады. Наблюдения звездных скоплений интересно тем, что звезды в них образовались в одном акте звездообразования и имеют одинаковый возраст, определенный гораздо точнее, чем обычно определяется возраст случайных звезд поля. Таким образом, изучение планет в звездных скоплениях позволяет определять характеристики планетных систем в зависимости от их возраста. Возраст звезд в скоплении Плеяды оценивается в 112 ± 5 млн. лет.

21 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты EPIC 210363145 b у молодого оранжевого карлика, расположенного вблизи скопления Плеяды. Заманчиво было бы считать его членом скопления, однако возраст этой звезды заметно больше, чем возраст Плеяд, и она вращается в несколько раз медленнее других К-звезд – членов скопления. Скорее всего, EPIC 210363145 просто недавно пролетела сквозь Плеяды, но уже покинула это скопление, удалившись от его центра на 28 пк (в проекции на небесную сферу). Возраст звезды EPIC 210363145 оценивается в 0.4-1 млрд. лет, т.е. она заметно старше Плеяд, но моложе звезд поля.

Масса звезды EPIC 210363145 оценивается в 0.80 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 0.76 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 0.316 ± 0.026 солнечных. Авторы статьи попытались определить расстояние до звезды двумя разными методами, и те дали несколько различающиеся результаты – 141 ± 6 пк и 125 ± 7 пк. Ясность в этот вопрос внесет астрометрическая миссия «Гайя», которая измерит расстояние до звезды методом тригонометрических параллаксов.

Радиус планеты EPIC 210363145 b составляет 2.30 ± 0.16 радиусов Земли, т.е. перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.14 +0.22/-0.09 и орбитальным периодом 8.1998 ± 0.0007 земных суток. Величину большой полуоси орбиты авторы статьи не указывают, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в ~0.074 а.е. Массу планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел в 1.9 масс Юпитера (с достоверностью 99%).

Кроме звезды EPIC 210363145 «Кеплер» снимал фотометрию 1014 звезд скопления Плеяды. Ни одной транзитной планеты обнаружить не удалось. Авторы статьи провели моделирование, сколько планет смог бы обнаружить «Кеплер», если бы их распространенность у звезд скопления Плеяды совпадала бы с распространенностью у звезд поля. Согласно этим расчетам, в среднем у FGK-звезд должно было быть обнаружено 1.27 планет, а у M-звезд – 0.51 планет, всего 1.78 (т.е. около двух). Таким образом, отсутствие транзитных планет в Плеядах представляет собой загадку, которую предстоит решить в будущем.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.05812.pdf

 

 

22 июня 2016
V830 Tau b: горячий юпитер возрастом менее 2 млн. лет
прямая ссылка на эту новость

Для изучения эволюции планетных систем необходимо наблюдать планеты разного (и при этом точно определенного) возраста. Особенно интересны планетные системы очень молодых звезд – сразу после формирования эволюция таких систем протекает особенно бурно. Так, взаимодействие новорожденных планет-гигантов с еще не рассеявшимся протопланетным диском может приводить к быстрой миграции на тесные (близкие к звезде) орбиты и даже к падению планет на родительскую звезду.

Однако обнаружение планет у новорожденных звезд сопряжено со значительными трудностями. Молодые звезды, еще не достигшие главной последовательности, отличаются быстрым вращением и высокой хромосферной активностью. Их диски покрыты пятнами, на них часты мощные вспышки – все это затрудняет поиск планет как транзитным методом, так и методом измерения лучевых скоростей. Однако долгие ряды наблюдений позволяют «вытащить» планетный сигнал из-под шумов, вызванных звездной активностью.

21 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего юпитера у звезды типа Т Тельца V830 Tau. Возраст звезды составляет всего 2 млн. лет! Это открытие говорит о том, что как само образование планет-гигантов, так и их миграция к звезде по космическим меркам может происходить очень быстро.

V830 Tau – очень молодая звезда массой 1.00 ± 0.05 солнечных масс, еще не достигшая главной последовательности и продолжающая сжиматься. Ее радиус достигает 2.0 ± 0.2 солнечных радиусов, а эффективная температура оценивается всего в 4250 ± 50К. Через десятки миллионов лет она сожмется еще примерно вдвое и станет похожей на наше Солнце. Звезда быстро вращается – один оборот вокруг своей оси она делает за 2.741 земных суток, что примерно в 10 раз меньше периода вращения Солнца. Она полностью или большей своей частью охвачена конвекцией. Ось вращения звезды наклонена к лучу зрения на 55 ± 10°. Система V830 Tau удалена от нас на 131 ± 3 пк.

Лучевая скорость звезды демонстрирует когерентные колебания с периодом 4.93 ± 0.05 земных суток и полуамплитудой 75 ± 11 м/с. Авторы открытия проанализировали возможные астрофизические причины таких колебаний и пришли к выводу, что они вызваны гравитационным влиянием близкой планеты-гиганта (горячего юпитера). Минимальная масса планеты (параметр m sin i) составляет 0.63 ± 0.11 масс Юпитера. Если предположить, что плоскость орбиты планеты лежит в плоскости звездного экватора (что весьма вероятно), то истинная масса планеты составит 0.77 ± 0.15 масс Юпитера. Большая полуось орбиты планеты оценивается в 0.057 ± 0.001 а.е., эксцентриситет орбиты очень неуверенно определен в 0.30 ± 0.15.

Исключительно юный возраст звезды исключает возможность того, что горячий гигант оказался на своей орбите в результате планет-планетного рассеяния и дальнейшего скругления орбиты приливными силами – характерное время таких процессов в десятки и сотни раз больше его возраста. Скорее всего, он мигрировал к звезде в результате взаимодействия с протопланетным диском.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.06236v1.pdf

 

 

21 июня 2016
Три горячих гиганта в рассеянном звездном скоплении M67
прямая ссылка на эту новость

Горячими юпитерами называют планеты-гиганты с массой более 0.3 масс Юпитера и орбитальными периодами короче 10 земных суток. Это сравнительно редкий тип планет – согласно RV-обзорам, только около 1.2% солнцеподобных звезд имеют рядом с собой горячий юпитер. По данным космического телескопа им. Кеплера, распространенность этих планет еще меньше – их имеют всего около 0.5% солнцеподобных звезд.

По мнению большинства планетологов, горячие гиганты не могли образоваться на своих текущих орбитах. Они сформировались на достаточном удалении от своих звезд за снеговой линией – там, где температура протопланетного диска падала достаточно для конденсации водяного пара в ледяные пылинки, что приводило к скачкообразному росту плотности пыли и облегчало образование планет. После формирования новорожденные планеты-гиганты мигрировали на свои текущие тесные орбиты – либо в результате гравитационного взаимодействия с протопланетным диском, либо в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном, переводящего молодой гигант на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром. В дальнейшем эксцентричная орбита будущего горячего юпитера скруглялась приливными силами.

В рассеянных и особенно шаровых скоплениях звезды расположены гораздо ближе друг к другу, чем в галактическом диске, поэтому планетные системы подвергаются многочисленным возмущениям со стороны звезд-соседей. Если горячие гиганты образуются путем гравитационного взаимодействия с третьим телом (другой звездой или планетой), в плотных звездных скоплениях таких планет должно быть в несколько раз больше, чем у звезд поля. Для проверки этой гипотезы группа европейских астрономов с 2008 года регулярно измеряла лучевые скорости 66 одиночных звезд, входящих в состав старого рассеянного скопления M67, с помощью высокоточных спектрографов HARPS, SOPHIE и HARPS-N. Было обнаружено три горячих гиганта YBP 401 b, YBP 1194 b и YBP 1514 b с минимальными массами 0.46 ± 0.05, 0.32 ± 0.03 и 0.40 ± 0.04 масс Юпитера, соответственно, и орбитальными периодами 4.087, 6.959 и 5.118 земных суток. Интересно, что у всех трех планет эксцентриситет орбит заметно отличен от нуля – для планет YBP 401 b , YBP 1194 b и YBP 1514 b он равен 0.15, 0.30 и 0.28, соответственно.

Обнаружение трех горячих юпитеров в выборке из 66 звезд говорит о том, что распространенность планет этого типа в рассеянном скоплении M67 гораздо выше, чем у звезд поля. Авторы исследования оценивают ее в 4.5 +4.5/-2.5% (а если считать только одиночные звезды, то еще выше – 5.6 +5.4/-2.6%).

Этот интересный результат показывает важную роль окружения в эволюции планетных систем. Возмущения со стороны других звезд скопления «взбалтывают» находящиеся там планетные системы, делают их динамически горячими, с высокими эксцентриситетами и, возможно, заметными взаимными наклонениями орбит.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.05247.pdf

 

 

18 июня 2016
HAT-P-47 b и HAT-P-48 b – рыхлые горячие субсатурны у F-звезд
прямая ссылка на эту новость

Одним из неожиданных результатов сравнительной планетологии, опирающейся на изучение свойств внесолнечных планет, стало понимание того, что планеты одинаковой массы могут иметь очень разный радиус и среднюю плотность. Например, среди планет, попадающих в узкий диапазон масс от 0.85 до 0.9 масс Юпитера, есть компактный гигант WASP-59 b с радиусом 0.78 радиусов Юпитера и огромная планета WASP-79 b с радиусом 2.1 радиуса Юпитера. В диапазоне меньших масс, промежуточных между массами Нептуна и Сатурна, встречаются как массивные нептуны, так и легкие «воздушные» газовые гиганты. Изучение этих планет важно для ясного понимания процессов планетообразования и дальнейшей эволюции планетных систем.

16 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья от наземного транзитного обзора HATNet, посвященная открытию двух рыхлых субсатурнов, вращающихся вокруг ярких звезд спектрального класса F. Очень низкая средняя плотность обеих планет говорит о том, что они относятся к легкому «хвосту» распределения газовых гигантов по массе, иначе говоря, состоят в основном из водорода и гелия.

Обе звезды прошли стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Достоверное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение масс планет было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES, FIES и HDS.

HAT-P-47 (GSC 2324-00031) – F-звезда главной последовательности заметно ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.39 ± 0.04 солнечных масс, радиус достигает 1.515 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 4.15 ± 0.27 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.5 ± 0.3 млрд. лет. Система удалена от нас на 268 ± 7 пк.

Масса планеты HAT-P-47 b оценивается в 0.206 ± 0.039 масс Юпитера (0.69 ± 0.11 масс Сатурна), радиус – в 1.313 ± 0.045 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.11 ± 0.02 г/куб.см. Этот рыхлый гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.31) на среднем расстоянии 0.0615 ± 0.0006 а.е. (~8.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.73218 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1605 ± 22К.

Звезда HAT-P-48 (GSC 2326-00214) по своим параметрам ближе к нашему Солнцу – ее масса составляет 1.10 ± 0.04 солнечных масс, радиус равен 1.22 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость превышает солнечную в 1.67 ± 0.14 раза. Возраст HAT-P-48 достигает 4.7 +1.3/-0.8 млрд. лет, она удалена от нас на 305 ± 12 пк.

Планета HAT-P-48 b еще легче – ее масса оценивается в 0.168 ± 0.024 масс Юпитера (0.56 ± 0.08 масс Сатурна). При радиусе 1.131 ± 0.054 радиуса Юпитера это приводит к средней плотности 0.14 ± 0.03 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с плохо определенным эксцентриситетом (его верхний предел достигает 0.46) на среднем расстоянии 0.0543 ± 0.0007 а.е. (~9.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.40865 ± 0.00001 земных суток.


Транзитные планеты-субсатурны (с массой меньше 0.3 масс Юпитера) на плоскости «масса – радиус». Новые планеты очерчены рамками. На графике представлены только планеты, чьи масса и радиус определены с точностью лучше 20%. Синими треугольниками показаны планеты Солнечной системы Уран, Нептун и Сатурн. Цветом отражены эффективные температуры планет.



Транзитные планеты на плоскости «масса – средняя плотность». Новые планеты очерчены рамками. На графике представлены только планеты, чьи масса и радиус определены с точностью лучше 20%. Синими треугольниками показаны планеты Солнечной системы Уран, Нептун и Сатурн. Цветом отражены эффективные температуры планет.

На сегодняшний момент планеты HAT-P-47 b и HAT-P-48 b являются самыми рыхлыми и «воздушными» субсатурнами из известных. Область параметров, куда они попадают, заполнена мало, поэтому изучение этих планет представляет особый интерес.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.04556.pdf

 

 

11 июня 2016
HATS-18 b: планета, которая раскручивает свою звезду
прямая ссылка на эту новость

Хотя транзитные горячие юпитеры с очень короткими периодами обнаруживать легче всего (для них геометрическая вероятность транзитной конфигурации наиболее велика, как и амплитуда колебаний лучевой скорости звезды), таких планет известно очень мало. Из 4696 транзитных кандидатов Кеплера (каталог KOI) лишь 229 имеют радиус больше 6 радиусов Земли и орбитальный период короче 5 земных суток, а из них – лишь у 41 кандидата орбитальный период короче 1 суток. Это говорит о большой редкости таких систем.

7 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты HATS-18 b – горячего юпитера с экстремально коротким периодом в 0.8378434 ± 0.0000005 земных суток (20 часов 6 минут 30 секунд). Звезда HATS-18 вращается заметно быстрее, чем вращаются звезды ее возраста – мощное приливное взаимодействие с близкой массивной планетой раскручивает ее все сильнее. Близким аналогом этой системы является система WASP-19, в которой есть горячий юпитер с еще более коротким орбитальным периодом.

Мониторинг звезды HATS-18 проводился наземным транзитным обзором HATSouth с 18 апреля 2011 года по 21 июля 2013 года. После обнаружения транзитного кандидата его масса была измерена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа FEROS. Также звезда прошла стандартную процедуру валидации.

HATS-18 – солнцеподобная звезда спектрального класса G. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.02 +0.06/-0.03 солнечных радиусов, светимость составляет 0.93 ± 0.13 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HATS-18 оценивается в 4.2 ± 2.2 млрд. лет.

Масса планеты HATS-18 b достигает 1.98 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – 1.34 +0.10/-0.05 радиусов Юпитера, что приводит в средней плотности 1.02 +0.13/-0.20 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.7 звездных радиусов и нагрета до температуры 2060 ± 59К!

Имея параметры, чрезвычайно близкие к солнечным, и сравнимый возраст, звезда HATS-18 должна иметь период вращения, также близкий к солнечному (~30 земных суток). Однако ее период вращения, определенный по кривой блеска, составляет 9.8 ± 0.4 земных суток. Звезда вращается в три раза быстрее, чем ей положено по возрасту! Причина, очевидно, заключается в приливном воздействии на звезду близкой массивной планеты – передавая ей часть своего углового момента, гигант буквально раскручивает ее.

Степень этой раскрутки позволила оценить уровень добротности звезды (т.е. степень рассеяния приливной энергии). Авторы статьи оценили величину log10Q/k2 лежащей в диапазоне от 6.5 до 7 (здесь Q – добротность, т.е. доля приливной энергии, рассеянная за один орбитальный период, k2 – число Лава). Для системы WASP-19 эта величина также попала в указанный диапазон. Экспериментальное измерение добротности солнцеподобных звезд очень важно для моделирования приливной эволюции планет, расположенных рядом с ними.


Планеты с массой больше 0.1 масс Юпитера и с орбитальными периодами короче 2 земных суток на плоскости «отношение радиуса полости Роша к радиусу планеты – эффективная температура планеты». Планета HATS-18 b отмечена красной звездой. Черными кружками показаны планеты, вращающиеся вокруг звезд с температурой фотосферы ниже 6250К, белыми кружками – вращающиеся вокруг звезд с температурой фотосферы выше 6250К, черно-белыми кружками – вокруг звезд с температурой 6250 в пределах погрешностей измерений. При температурах ниже 6250К наружные (под фотосферой) слои звезды являются конвективными, при температурах выше 6250К – энергия передается лучистым переносом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.00848.pdf

 

 

9 июня 2016
Шесть новых горячих гигантов от обзора HATSouth
прямая ссылка на эту новость

Транзитные горячие юпитеры – планеты, наиболее удобные для изучения. Их можно обнаруживать с помощью самых скромных наземных телескопов, их гравитационное влияние на свою звезду хорошо заметно и позволяет определять не только размеры, но и их массу, и среднюю плотность. Кроме того, измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзитов таких планет позволяет узнать наклонение их орбиты к звездному экватору, а измерение зависимости глубины транзитов от длины волны (трансмиссионная спектроскопия) накладывает важные ограничения на состав и свойства атмосферы.

К настоящему времени известно более двух сотен транзитных горячих юпитеров. Интересно, что эти планеты не представляют собой однородной группы объектов. Их средние плотности могут различаться на два(!) порядка. Некоторые планеты оказываются «раздутыми», рыхлыми – их радиусы оказываются в полтора-два раза больше, чем радиусы моделей чисто водородно-гелиевых планет той же массы. Природа этой раздутости пока остается неизвестной.

1 июня 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья участников наземного транзитного обзора HATSouth, посвященная открытию шести новых транзитных экзопланет. Четыре их них – типичные горячие юпитеры, еще две – «раздутые» планеты очень низкой средней плотности. Обе раздутые планеты вращаются вокруг F-звезд на расстоянии 5-7 звездных радиусов и нагреты до высоких температур.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда
Расстояние, пк
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Светимость, солнечных светимостей
Возраст,
млрд. лет
Металличность [Fe/H]
466 ± 30
0.994 ± 0.035
1.107 ± 0.069
1.17 ± 0.17
7.5 ± 1.9
0.02 ± 0.05
907 +69/-49
1.299 +0.113/-0.056
2.04 +0.15/-0.11
5.06 +0.90/-0.64
4.04 +0.62/-0.94
-0.02 ± 0.05
840 +80/-51
1.415 ± 0.048
1.74 +0.17/-0.10
4.67 +0.92/-0.58
2.30 ± 0.22
0.09 ± 0.04
521 ± 25
0.929 ± 0.036
0.922 ± 0.040
0.696 ± 0.084
6.2 ± 2.8
0.01 ± 0.06
351 ± 15
1.032 ± 0.049
1.073 ± 0.048
1.07 ± 0.13
5.5 +2.6/-1.7
0.16 ± 0.08
339 ± 16
1.093 ± 0.031
1.061 ± 0.039
1.25 ± 0.12
2.3 ± 1.2
0.06 ± 0.05

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-25 b
0.0516 ± 0.0006
4.29864
0.613 ± 0.042
1.26 ± 0.10
0.38 ± 0.10
1277 ± 42
HATS-26 b
0.0474 +0.0013/-0.0007
3.30239 ± 0.00001
0.650 ± 0.076
1.75 ± 0.21
0.153 ± 0.042
1918 ± 61
HATS-27 b
0.0611 ± 0.0007
4.63704 ± 0.00001
0.53 ± 0.13
1.50 +0.20/-0.11
0.180 +0.083/-0.057
1659 +66/-46
HATS-28 b
0.0413 ± 0.0005
3.18108
0.672 ± 0.087
1.194 ± 0.070
0.48 ± 0.11
1253 ± 35
HATS-29 b
0.0548 ± 0.0009
4.60587 ± 0.00001
0.653 ± 0.063
1.251 ± 0.061
0.41 ± 0.06
1212 ± 30
HATS-30 b
0.0435 ± 0.0004
3.17435
0.706 ± 0.039
1.175 ± 0.052
0.54 ± 0.08
1414 ± 32


Новые планеты (показаны красным цветом) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «эффективная температура – радиус» (справа) на фоне других транзитных экзопланет. Черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет возрастом 4.5 млрд. лет, расположенных на расстоянии 0.045 а.е. от Солнца: сплошной линией – для водородно-гелиевых планет без ядра, пунктирной линией – для водородно-гелиевых планет с ядром массой 100 масс Земли. Голубыми линиями показаны аналогичные зависимости для планет, расположенных на расстоянии 0.02 а.е. от Солнца.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.00023.pdf

 

 

8 июня 2016
Горячий субсатурн K2-39 b: падающая планета
прямая ссылка на эту новость

В отличие от звезд главной последовательности звезды-субгиганты практически лишены горячих юпитеров. Несмотря на то, что в целом распространенность планет-гигантов у звезд-субгигантов заметно выше, чем у звезд главной последовательности, на тесных орбитах наблюдается резкий дефицит таких планет. Если горячих юпитеров у звезд главной последовательности известно более двух сотен, то у звезд с радиусами больше 3.5 солнечных открыто всего пять планет с периодами короче 100 земных суток.

Предложены две основные гипотезы, объясняющие этот дефицит. Согласно первой, мощные приливные силы со стороны звезды-субгиганта заставляют близкую планету сравнительно быстро терять угловой момент и по спирали приближаться к своей звезде (а в дальнейшем выпадать на нее). Согласно второй, массы наблюдаемых звезд-субгигантов систематически выше звезд главной последовательности, а у звезд большей массы время жизни протопланетного диска меньше, каверна вблизи звезды образуется быстрее, и планеты не мигрируют настолько близко к звезде, как планеты у звезд солнечной массы.

31 мая 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты K2-39 b – горячего субсатурна с орбитальным периодом всего 4.6 земных суток. Это самая короткопериодичная планета-гигант у звезды-субгиганта, известная на данный момент.

K2-39 (EPIC 206247743) – звезда-субгигант спектрального класса K. Ее масса оценивается в 1.53 ± 0.13 солнечных масс, радиус достигает 3.88 ± 0.48 солнечных радиусов, светимость примерно в 7.7 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст K2-39 оценивается в 3.1 +0.9/-0.7 млрд. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом ~4.6 земных суток и глубиной ~370 ppm, соответствующий планете с радиусом 8.2 ± 1.1 радиусов Земли. Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения массы планеты исследователи применили метод измерения лучевых скоростей родительской звезды – было получено 30 замеров с помощью спектрографов HARPS, FIES и PFS. Масса планеты оказалась равной 50.3 ± 9.7 масс Земли (0.158 ± 0.03 масс Юпитера) – промежуточная между массами Сатурна и Нептуна. Однако средняя плотность планеты, равная 0.50 +0.29/-0.17 г/куб.см, говорит о том, что перед нами легкий газовый гигант.

Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.062 ± 0.012 а.е (всего 3.4 звездных радиуса!)

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф -0.31 ± 0.05 м/с в сутки, означающий наличие в этой системе еще одного или нескольких небесных тел на более широкой орбите (с периодом длиннее 125 земных суток).

Даже если пренебречь приливными силами, через 150 ± 90 млн. лет раздувающаяся звезда поглотит свою планету. Возможно, это произойдет гораздо раньше. В зависимости от скорости рассеяния приливной энергии скорость уменьшения орбитального периода может составлять от 4 миллисекунд до 40 секунд в год. Длительные (в течение пары десятилетий) наблюдения транзитов K2-39 b помогут определить эту величину и оценить скорость падения планеты. Соответствующие наблюдения могут провести космические обсерватории TESS и PLATO.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1605.09180.pdf

 

 

6 июня 2016
Планеты TRAPPIST-1 b и c лишены водородной атмосферы
прямая ссылка на эту новость

В мае 2016 года была представлена система из трех транзитных планет земного типа у красного карлика TRAPPIST-1, чья масса лежит вблизи предела Кумара (границы «зажигания» протон-протонной ядерной реакции; объекты, чья масса ниже предела Кумара, являются уже не звездами, а коричневыми карликами). Орбитальные периоды внутренних планет b и c составляют 1.51 и 2.42 земных суток, их температурный режим близок к температурному режиму Меркурия и Венеры, соответственно. Орбитальный период третьей (самой внешней) планеты до сих пор остается неизвестным (наблюдались только два транзитных события).

4 мая 2016 года звезду TRAPPIST-1 наблюдал космический телескоп им. Хаббла. В этот день обе планеты должны были пройти по диску своей звезды почти одновременно. Наблюдения проводились с помощью 3-й широкоугольной камеры (WFC3) в лучах с длиной волны от 1.1 до 1.7 мкм в 11 каналах. В результате был получен комбинированный трансмиссионный спектр обеих планет. Спектр оказался почти плоским. Это исключило наличие на обеих планетах лишенной облаков водородно-гелиевой атмосферы с достоверностью более 10 стандартных отклонений.


Комбинированный (b + c, вверху) и индивидуальные (внизу) трансмиссионные спектры внутренних планет в системе TRAPPIST-1. Темно-красными линиями показаны теоретические трансмиссионные спектры планет с безоблачными водородно-гелиевыми атмосферами, голубой линией – теоретический трансмиссионный спектр планеты с безоблачной атмосферой из водяного пара, желтой линией – спектр планеты с водородно-гелиевой атмосферой и непрозрачной дымкой на уровне давления в 10 миллибар. Черные кружки с белой обводкой – наблюдательные данные.

Какими же могут быть атмосферы планет TRAPPIST-1 b и c? Полученные данные совместимы с широким спектром различных вариантов. Например, атмосферы могут состоять из тяжелых газов (углекислого газа, азота, с некоторой натяжкой – даже из водяного пара). Возможны даже водородно-гелиевые атмосферы с непрозрачной дымкой на уровне давлений ~10 миллибар или еще выше. Впрочем, моделирование таких атмосфер показало, что при эффективных температурах планет TRAPPIST-1 b и c (366К для планеты b и 315К для планеты c) облака должны возникать гораздо глубже – на уровне давлений ~100 миллибар. Таким образом, плоский трансмиссионный спектр планет TRAPPIST-1 b и c говорит о том, что, скорее всего, их атмосферы состоят из тяжелых газов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1606.01103.pdf

 

 

4 июня 2016
Эксцентричный коричневый карлик в системе HD 219828
прямая ссылка на эту новость

В 2007 году у G0-звезды HD 219828 методом измерения лучевых скоростей был открыт горячий нептун HD 219828 b. Помимо RV-сигнала от нептуна лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите.

Наблюдения за звездой HD 219828 были продолжены. К декабрю 2013 года с помощью спектрографа HARPS было получено еще 69 замеров лучевой скорости, при этом общее число замеров достигло 91. Это позволило определить параметры внешнего тела. Им оказался коричневый карлик HD 219828 c с минимальной массой (параметром m sin i) 15.1 ± 0.85 масс Юпитера, находящийся на сильно эксцентричной орбите. Эксцентриситет орбиты 219828 c достигает 0.812 ± 0.003, большая полуось – 5.96 а.е. Расстояние между звездой и этим объектом меняется от 1.12 а.е. в перицентре до 10.31 а.е. в апоцентре, т.е. в 9.2 раза! Орбитальный период составляет 4791 ± 75 земных суток, т.е. около 13 земных лет.

Авторы открытия рассмотрели динамическую устойчивость этой системы и нашли, что она устойчива – средний эксцентриситет орбиты горячего нептуна на протяжении 200 млн. лет оказывается близок к нулю. Также они поискали в данных возможные признаки наличия дополнительных планет, но ничего не нашли. У звезды HD 219828 больше нет планет с массой более 10 масс Земли на орбитах короче 100 земных суток, а более широкие орбиты становятся неустойчивыми из-за влияния коричневого карлика.

Также авторы отмечают, что эта система представляет собой отличную цель для астрометрической обсерватории «Гайя». «Гайя» сможет измерить наклонение орбиты HD 219828 c и его истинную массу. Также можно попробовать разрешить эту систему инфракрасными телескопами, особенно когда коричневый карлик будет вблизи апоцентра.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1605.06942.pdf

 

 

2 июня 2016
EPIC 212521166 b: планета с массой Нептуна и плотностью Земли
прямая ссылка на эту новость

Большинство транзитных планет и планетных кандидатов, обнаруженных «Кеплером», имеют радиусы от 1.5 до 3 радиусов Земли. Как оказалось, планеты таких размеров чрезвычайно широко распространены в Галактике, однако по иронии судьбы в Солнечной системе их нет. Как показывают наблюдения, в этот размерный класс попадают планеты самых разных типов – от рыхлых и «воздушных» мини-нептунов до массивных железокаменных суперземель, при этом их средние плотности могут различаться более чем на порядок.

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера приступил к наблюдениям площадок небесной сферы вблизи эклиптики в рамках расширенной миссии K2. Большим достоинством расширенной миссии является то, что «Кеплер» снимает фотометрию сравнительно ярких звезд (11-12.5 звездной величины), для которых становится возможным определение масс планет методом измерения лучевых скоростей. Возможность измерить одновременно массу и радиус планеты позволяет узнать ее среднюю плотность и оценить химический состав.

16 мая 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты EPIC 212521166 b. Планета была обнаружена во время 6-й наблюдательной кампании, подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HARPS. Кроме того, транзитный кандидат прошел стандартную процедуру валидации.

EPIC 212521166 – звезда главной последовательности спектрального класса K3 V, удаленная от нас на 118 ± 3.5 пк. Ее масса оценивается в 0.74 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.713 ± 0.02 солнечных радиусов. Звезда отличается солидным возрастом (8.1 ± 2.8 млрд. лет) и низким содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза меньше, чем в составе Солнца.

При радиусе 2.6 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты EPIC 212521166 b достигает 18.3 ± 2.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.7 ± 1.1 г/куб.см, сравнимой со средней плотностью планеты земного типа. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.1021 ± 0.0008 а.е. (~30.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 13.8637 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 640 ± 20К.

Сравнение параметров EPIC 212521166 b с моделями планет различного состава показало, что чисто железокаменной она быть не может. Если рассматривать двухслойную модель, включающую железокаменное ядро и водородно-гелиевую оболочку, на долю ядра придется 18.1 масс Земли, а на долю оболочки – 0.2 массы Земли. Если рассматривать трехслойную модель (железокаменное ядро земного состава и мантия из водяного льда), то на ядро придется ~9 масс Земли, и еще столько же – на водяную оболочку. Разумеется, возможны и все промежуточные варианты.

Может ли такая высокая средняя плотность планеты объясняться тем, что она является «огарком» нептуна, утратившего большую часть своей водородной оболочки? Авторы открытия утверждают, что нет. Даже если приписать звезде EPIC 212521166 максимальную мощность ультрафиолетового излучения, наблюдаемого у K-звезд, за 10 млрд. лет планета утратила бы только 0.02 массы Земли. Скорее всего, планета EPIC 212521166 b сформировалась сразу такой плотной.

Планета EPIC 212521166 b на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Для сравнения звездочками показаны также Уран и Нептун.
Пунктирными линиями показаны модельные зависимости радиуса от массы для (снизу вверх) чисто железных планет, планет земного состава, планет на 50% земного состава и на 50% водяного льда, чисто ледяных планет.
Красной точечной линией показана средняя эмпирическая зависимость радиуса от массы для маломассивных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1605.04291.pdf

 

 

31 мая 2016
Новое решение для события микролинзирования OGLE-2013-BLG-0723
прямая ссылка на эту новость

Одним из серьезных недостатков метода гравитационного микролинзирования является неоднозначность его решений. Одну и ту же кривую блеска фоновой звезды могут описывать сразу несколько решений системы-линзы (обычно их четыре). Выбор между этими решениями является непростой задачей. Как правило, необходимо провести независимые (например, фотометрические) наблюдения звезды-линзы или измерение микролинзового параллакса, чтобы найти истинное решение. Однако во многих случаях ситуация остается неопределенной, и для значительного количества систем сохраняется вероятность коренного пересмотра свойств системы-линзы.

В июле 2015 года было объявлено об открытии методом гравитационного микролинзирования планеты с массой 0.69 ± 0.06 масс Земли у коричневого карлика OGLE-2013-BLG-0723 LB с массой 0.031 ± 0.003 солнечных масс, в свою очередь, являющегося компаньоном маломассивного красного карлика с массой 0.097 ± 0.009 солнечных масс. Система оказалась необычно близкой – она находилась на расстоянии 490 ± 40 пк от Солнца (обычно планетные системы, открытые методом гравитационного микролинзирования, расположены в балдже Галактики на расстоянии 5-8 кпк).

25 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная независимому анализу события микролинзирования OGLE-2013-BLG-0723. Авторы показали, что полученная кривая блеска лучше и точнее описывается моделью не тройной, а двойной линзы, состоящей из двух маломассивных красных карликов массами ~0.2 и ~0.1 солнечных масс, разделенных расстоянием ~1.5 а.е. (в проекции на небесную сферу), причем система оказывается удаленной от нас не на ~500 пк, а 3 кпк. Если более простая модель лучше описывает наблюдательные данные, нежели более сложная модель, то по принципу бритвы Оккама следует предпочесть именно ее.

Таким образом, планеты OGLE-2013-BLG-0723LB b, скорее всего, не существует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.06533.pdf

 

 

30 мая 2016
Транзитный супернептун у звезды EPIC 205117205
прямая ссылка на эту новость

За два десятилетия изучения экзопланет было открыто более двух сотен горячих юпитеров и нептунов – планет, обращающихся очень близко к своим звездам и нагретых до высоких температур. Теории образования планетных систем и наблюдения околопланетных газопылевых дисков говорят о том, что эти планеты не могли образоваться на месте, рядом со звездой. Скорее всего, они сформировались за снеговой линией (в области протопланетного диска, где конденсация водяного пара в ледяные пылинки приводит к скачкообразному увеличению плотности пыли в несколько раз). Затем они мигрировали во внутренние части планетной системы. Однако что за механизм отвечает за эту миграцию? Новорожденная планета может мигрировать ближе к звезде за счет взаимодействия с протопланетным диском, а может – за счет планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова, переводящих планету на высокоэллиптическую орбиту с низким перицентром. В дальнейшем эта орбита скругляется приливными силами.

Важно, что оба механизма миграции происходят на существенно разных временных масштабах. Миграция за счет взаимодействия с протопланетным диском происходит за время существования диска, т.е. в первые ~10 млн. лет существования планетной системы. Напротив, миграция путем планет-планетного рассеяния или механизма Козаи требует гораздо большего времени – сотен миллионов и миллиардов лет. Поэтому наблюдения совсем молодых звезд дают возможность определить механизм миграции (или долю каждого механизма, если они действуют совместно).

Для изучения эволюции планетных систем на ранних этапах космический телескоп им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2 наблюдал рассеянные звездные скопления и ассоциации разного возраста: OB-ассоциацию Верхняя Скорпиона (Upper Scorpius, возраст звезд ~11 млн. лет), Плеяды (возраст звезд 125 млн. лет), Гиады и Ясли (возраст звезд 650-800 млн. лет).

21 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного нептуна у очень молодой звезды EPIC 205117205. Фотометрия этой звезды снималась «Кеплером» в рамках 2-й наблюдательной кампании, проходившей с 23 августа по 13 ноября 2014 года. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Итак, EPIC 205117205 – очень молодая звезда спектрального класса M3 V, она еще не достигла главной последовательности и продолжает сжиматься. Ее масса оценивается в 0.54 +0.11/-0.07 солнечных масс, радиус достигает 1.06 ± 0.07 солнечных радиусов (почти в 2 раза больше радиуса звезды главной последовательности такой же массы). Возраст звезды составляет всего 9.5 ± 1.4 млн. лет, с вероятностью 96% она является членом OB-ассоциации Верхняя Скорпиона, удаленной от нас на 145 ± 15 пк. EPIC 205117205 делает один оборот вокруг своей оси за 6.29 земных суток, наклонение оси вращения превышает 63% (т.е. мы видим звезду примерно со стороны экватора).

Планета EPIC 205117205 b падает в размерный класс нептунов – ее радиус составляет 5.04 ± 0.37 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.051 ± 0.004 а.е. (~10.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.42487 ± 0.00004 земных суток. Замеры лучевой скорости звезды позволили получить верхний предел на ее массу – она не превышает 3.7 масс Юпитера (с достоверностью 3 сигма), т.е. перед нами достоверно объект планетной природы. Разумеется, истинная масса планеты значительно ниже.

Наблюдения дополнительных транзитов EPIC 205117205 b с помощью 40-сантиметрового телескопа наземного транзитного обзора MEarth, проведенные 16 февраля и 14 марта 2016 года, показали высокую когерентность транзитного сигнала, что независимо подтверждает планетную природу этого объекта, а также позволили уточнить ее орбитальный период.

Малый возраст звезды, не превышающий 11 млн. лет, означает, что планета оказалась на своей текущей орбите в результате взаимодействия с протопланетным диском. В пользу этой же гипотезы говорит малое наклонение плоскости орбиты к экватору звезды. Однако отсюда не следует, что все планеты на тесных орбитах оказались там аналогичным образом. Будущие наблюдения OB-ассоциаций и рассеянных скоплений разного возраста с помощью космических миссий TESS и PLATO позволят определить долю планет, претерпевших миграцию разных типов, и оценить характерное время этих процессов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.06165.pdf

 

 

26 мая 2016
Заново измерены массы планет K2-19 b и K2-19 c
прямая ссылка на эту новость

Как измерить массу внесолнечных планет? Обычно применяются два способа. Первый называется методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, он состоит в измерении колебаний звезды под действием гравитационного поля планеты. Второй – метод тайминга транзитов, и он работает, если вокруг звезды вращается две (или больше) транзитных планеты, находящихся друг с другом в орбитальном резонансе низкого порядка. Взаимное гравитационное притяжение между планетами вносит возмущения в их движение, приводя к регулярным отклонениям времени наступления транзитов от строгой периодичности. Метод измерения лучевых скоростей считается более надежным, но он хорошо работает лишь для сравнительно ярких звезд, лучевые скорости которых можно измерить с приемлемой точностью.

Есть ряд планет, массы которых были измерены обоими методами. И оказалось, что метод тайминга транзитов систематически занижает массы планет – во всяком случае, полученные массы оказываются заметно ниже, чем массы, измеренные RV-методом. Причины такого рассогласования пока неизвестны.

Системой, удобной для сравнительного анализа обоих методов измерения масс экзопланет, является трехпланетная система K2-19 (EPIC 201505350). Она включает в себя горячую планету земного типа K2-19 d радиусом ~1.14 радиусов Земли на 2.5-суточной орбите, и две планеты покрупнее: субсатурн K2-19 b с радиусом 0.655 ± 0.024 радиусов Юпитера и орбитальным периодом 7.92 земных суток, и нептун K2-19 c с радиусом 0.39 ± 0.02 радиусов Юпитера и орбитальным периодом 11.9 земных суток. Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2.

С одной стороны, яркость родительской звезды еще достаточно велика (ее видимая звездная величина +12.8) для того, чтобы измерить массу хотя бы самой крупной планеты b методом лучевых скоростей. С другой стороны, близость к резонансу 3:2 позволяет измерить массы двух внешних планет методом тайминга транзитов.

За последние полтора года различными научными группами было сделано несколько попыток такого рода. В 2015 году научный коллектив под руководством S . C . C . Barros оценил массы планет b и c методом тайминга транзитов. Они оказались равными 44 ± 12 масс Земли для планеты b и 15.9 +7.7/-2.8 масс Земли для планеты c. Одновременно группа японских астрономов нашла, что масса планеты c близка к 20 массам Земли (что, в принципе, согласуется с предыдущей оценкой).

6 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов, посвященная измерению масс планет в системе K2-19 методом лучевых скоростей. Было получено 10 замеров лучевой скорости звезды K2-19 с помощью спектрографа FIES, установленного на 2.56-метровом Северном оптическом телескопе (NOT), и 7 замеров с помощью спектрографа HARPS-N, установленном на 3.58-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG), оба расположены в в Ла Пальма, Испания. Точность единичного замера составила 10-15 м/с на FIES и 5-9 м/с на HARPS-N. Кроме того, авторы статьи промоделировали движение планет в этой системе, чтобы оценить массы внешних планет, комбинируя RV-метод и TTV-метод. Результаты получились довольно любопытные.

Если использовать исключительно замеры лучевых скоростей родительской звезды, то удается определить массу только самой крупной и тяжелой планеты b – она оказалась равной 71.7 ± 6.3 масс Земли. Комплексное моделирование с учетом RV-замеров и вариаций времени наступления транзитов дает несколько другие цифры – 57.7 +6.2/-11.2 масс Земли для планеты b и 9.4 +3.6/-2.4 масс Земли для планеты c.

Масса планеты b, измеренная методом лучевых скоростей (~72 масс Земли), действительно оказалась значительно выше массы той же планеты, измеренной TTV-методом (~44 массы Земли)! Комбинированный метод дает промежуточное значение массы (~58 масс Земли). При этом новая оценка масса планеты c оказалась в два раза ниже предыдущих оценок.

Возможно, ситуацию сможет прояснить дальнейший мониторинг лучевой скорости звезды K2-19, в том числе с более мощными и точными спектрографами (например, ESPRESSO).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.01265.pdf

 

 

25 мая 2016
OGLE-2012-BLG-0724L b: аналог Сатурна у далекого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Большинство внесолнечных планет обнаружено методом измерения лучевых скоростей и транзитным методом, которые больше всего чувствительны к планетам на тесных (т.е. близких к родительской звезде) орбитах. При этом средние и внешние части планетных систем остаются практически неизученными. В настоящее время только один метод способен обнаруживать холодные планеты с массой вплоть до массы Земли на далеких от звезды орбитах – метод гравитационного микролинзирования. К настоящему моменту этим методом открыто 43 планеты.

19 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная анализу события микролинзирования OGLE-2012-BLG-0724L. Первоначально линза была интерпретирована как двойная звезда, но авторы статьи показали, что данные гораздо лучше описывает модель звезда + планета с отношением масс компонентов q = (1.58 ± 0.15)·10-3.

Событие микролинзирования OGLE-2012-BLG-0724 было обнаружено микролинзовым обзором OGLE 22 мая 2012 года. На следующий день его независимо открыл микролинзовый обзор MOA и назвал MOA-2012-BLG-323. Максимальное усиление блеска фоновой звезды ожидалось большим, порядка 100, что делало это событие чувствительным к возможному наличию планет. Чтобы зафиксировать возможный планетный сигнал, OGLE-2012-BLG-0724 стали наблюдать с высокой частотой. И это принесло свои плоды – на кривой блеска был обнаружен слабый дополнительный пик продолжительностью всего в 6 часов.

К сожалению, микролинзовый параллакс аккуратно измерить не удалось, поэтому параметры системы-линзы определены с большими погрешностями. Масса звезды оценивается в 0.29 +0.33/-0.16 солнечных масс, масса планеты – в 0.47 +0.54/-0.26 масс Юпитера. В момент наблюдений расстояние между звездой и планетой (в проекции на небесную сферу) составило 1.6 +0.4/-0.3 а.е. Расстояние до системы достигает 6.7 ± 1.2 кпк.

Таким образом, планета OGLE-2012-BLG-0724 L b оказывается легким газовым гигантом (аналогом Сатурна), расположенным за снеговой линией своей звезды. Температурный режим планеты грубо можно оценить как промежуточный между температурными режимами Сатурна и Урана.

Главным источником неопределенности является незнание свойств родительской звезды-линзы. Взаимная угловая скорость звезды-источника и звезды линзы составляет 6.52 ± 0.87 угловых миллисекунд в год. В 2018 году звезды разойдутся на небесной сфере достаточно, чтобы попасть на соседние пиксели камеры космического телескопа им. Хаббла. Начиная с 2022 года, звезды можно будет наблюдать раздельно и на крупнейших наземных телескопах, оснащенных системой адаптивной оптики. Обнаружение звезды OGLE-2012-BLG-0724L на снимках в разных спектральных полосах позволит существенно уточнить ее свойства, а значит – и свойства системы-линзы в целом.

Новое открытие свидетельствует в пользу гораздо большей распространенности «сатурнов» (планет массой 0.2-1 масс Юпитера) по сравнению с «юпитерами» (массой 1-2 масс Юпитера) у красных карликовых звезд.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.05463.pdf

 

 

20 мая 2016
Планеты-гиганты и коричневый карлик в обитаемой зоне: HD 191806 b, HD 221585 b, HD 214823 b
прямая ссылка на эту новость

По мере того, как продолжительность RV-обзоров увеличивается, становится возможным обнаруживать все более и более долгопериодические планеты. Это, в свою очередь, позволяет собрать статистику о строении не только внутренних, но и средних частей планетных систем, расположенных вблизи снеговой линии своих звезд. К сожалению, достигнутая точность измерения лучевых скоростей звезд (~1 м/с) позволяет обнаруживать только долгопериодические планеты с массами, сравнимыми с массой Юпитера и выше.

27 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух планет-гигантов и еще одного коричневого карлика в обитаемой зоне своих звезд. Орбитальные параметры еще одной уже известной планеты (HD 16175 b) были существенно уточнены. Конечно, сами планеты-гиганты не могут быть обитаемыми, однако у них могут быть крупные спутники, подобные галилеевым спутникам Юпитера, но с массой Марса и даже выше. Кроме того, наблюдения планет-гигантов на средних орбитах (ближе снеговой линии, но существенно дальше тесных орбит горячих юпитеров) помогут наложить важные ограничения на теории образования планетных систем.

Измерения лучевых скоростей выбранных звезд проводилось с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Точность единичного замера составляла 2-20 м/с для разных звезд и разных ночей, но, как правило, лежала в интервале 3-4 м/с. Наблюдения велись с 2006-2008 годов, также в анализе использовались менее точные данные, полученные в 2004-2005 годах на спектрографе ELODIE. Многолетние наблюдения позволили обнаружить долгопериодические планеты, чей орбитальный период достигает нескольких лет.

HD 191806 (HIP 99306) – солнцеподобная звезда немного массивнее, ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.14 ± 0.12 солнечных масс, светимость в 2.23 ± 0.16 раза превышает солнечную. О радиусе звезды ничего не сообщается, но, исходя из ее светимости и эффективной температуры, его можно оценить в ~1.38 солнечных радиусов. HD 191806 богата тяжелыми элементами – их в 2 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды составляет 2.9 ± 0.4 млрд. лет.

Расстояние до HD 191806 было измерено спутником Hipparcos методом тригонометрических параллаксов, оно оказалось равным 69.4 ± 2.5 пк.

Лучевая скорость звезды демонстрирует периодические колебания, на которые накладывается линейный дрейф. Колебания соответствуют планете-гиганту с минимальной массой (параметром m sin i) 8.52 ± 0.63 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 2.8 ± 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.02, и делает один оборот за 1606.3 ± 7.2 земных суток (4.4 земных года). Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Марса. Если наклонение орбиты HD 191806 b окажется меньше 41°, истинная масса этого объекта превысит 13 масс Юпитера, и он окажется не планетой, а коричневым карликом.

Линейный дрейф лучевой скорости HD 191806, равный 11.4 ± 1.7 м/с в год, говорит о присутствии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите (скорее всего, коричневого карлика или маломассивной звезды).

HD 221585 (HIP 116221) удалена от нас на 57.5 ± 2 пк. Ее спектральный класс – G8 IV, масса оценивается в 1.19 ± 0.12 солнечных масс, светимость в 2.64 ± 0.18 раз превышает солнечную. По-видимому, она уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее радиус близок к 1.72 солнечных радиусов. Возраст звезды оценивается в 6.2 ± 0.5 млрд. лет. Как и HD 191806, HD 221585 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов, благоприятствующим образованию планет-гигантов.

Минимальная масса планеты HD 221585 b составляет 1.61 ± 0.14 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к слабоэллиптической орбите с большой полуосью 2.306 ± 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.07, и делает один оборот за 1173 ± 16 земных суток (3.2 земных года). Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса.

Наконец, у звезды HD 214823 был обнаружен коричневый карлик с минимальной массой ~19.2 масс Юпитера и орбитальным периодом 1877 ± 15 земных суток (5.14 лет), также имеющий температурный режим Марса.

Кроме открытия новых планет авторы статьи существенно уточнили параметры планеты HD 16175 b, открытой в 2007 году. В отличие от вновь представленных планет, орбиты которых обладают малым или умеренным эксцентриситетом, эксцентриситет планеты HD 16175 b достигает 0.64 ± 0.02, что даже немного больше, чем нашли первооткрыватели. Остальные параметры этой планеты изменились незначительно, при этом величины погрешностей значительно уменьшились.

Расположение обитаемой зоны (показана зеленым цветом) у звезд с разной эффективной температурой. Показано расположение планет HD 191806 b, HD 221585 b, HD 16175 b и коричневого карлика HD 214823 b – в настоящее время (символами, указанными в легенде), а также при возрасте родительской звезды, равном 1 млрд. лет (серыми крестиками). Маленькими серыми кружками отображаются другие планеты гиганты (с массой больше 0.1 масс Юпитера), вращающиеся вокруг звезд главной последовательности.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.07610.pdf

 

 

18 мая 2016
Семь транзитных планет от WASP-South
прямая ссылка на эту новость

Наземный транзитный обзор SuperWASP – самый успешный и продуктивный ловец транзитных планет-гигантов, их обнаружено уже более полутора сотен. В основном это, конечно, горячие юпитеры, но иногда обзор открывает и более прохладные планеты, а также планеты меньшего размера. В южном полушарии действует «близнец» северного обзора, называемый WASP-South. Как и SuperWASP, он основан на фотометрических замерах блеска сравнительно ярких звезд, получаемых комплексом автоматических телескопов с апертурой 20 см и полем зрения 7.8х7.8 градусов. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов осуществляется методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе им. Эйлера. Более точная фотометрия звезд с подтвержденными планетами проводится на 0.6-метровом телескопе TRAPPIST.

15 апреля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Coel Hellier с коллегами, посвященная открытию еще семи планет-гигантов на южном небе. Среди них – как типичные горячие юпитеры, так и более прохладные и легкие планеты.

Таблица 1. Параметры родительских звезд

Звезда
Видимая звездная величина
Расстояние, пк
Спектральный класс
Масса звезды, солнечных масс
Радиус звезды, солнечных радиусов
Металличность [Fe/H]
11.1
180 ± 30
G6 V
1.04 ± 0.04
0.96 ± 0.03
0.26 ± 0.1
10.1
250 ± 50
G0
1.06 ± 0.06
1.53 ± 0.05
-0.18 ± 0.08
12.4
120 ± 20
K4 V
0.80 ± 0.04
0.74 ± 0.02
0.22 ± 0.13
12.4
230 ± 40
K0 V
0.92 ± 0.10
0.80 ± 0.04
0.20 ± 0.09
11.1
180 ± 30
K0 V
0.90 ± 0.04
0.87 ± 0.04
0.12 ± 0.1
12.4
570 ± 150
F9
1.25 ± 0.06
1.37 ± 0.07
0.29 ± 0.09
12.3
840 ± 310
F8
1.33 ± 0.08
1.64 ± 0.08
0.26 ± 0.12

Таблица 2. Параметры планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Период, сут.
Масса планеты, масс Юпитера
Радиус планеты, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-130 b
0.1012 ± 0.0014
11.55098 ± 0.00001
1.23 ± 0.04
0.89 ± 0.03
2.34 ± 0.24
833 ± 18
WASP-131 b
0.0607 ± 0.0009
5.32202 ± 0.00001
0.27 ± 0.02
1.22 ± 0.05
0.200 ± 0.027
1460 ± 30
WASP-132 b
0.067 ± 0.001
7.13352 ± 0.00001
0.41 ± 0.03
0.87 ± 0.03
0.84 ± 0.08
763 ± 16
WASP-139 b
0.062 ± 0.002
5.92426
0.117 ± 0.017
0.80 ± 0.05
0.306 ± 0.053
910 ± 30
WASP-140 b
0.0323 ± 0.0005
2.23598
2.44 ± 0.07
1.44 +0.42/-0.18
1.06 ± 0.53
1320 ± 40
WASP-141 b
0.0469 ± 0.0007
3.31065
2.69 ± 0.15
1.21 ± 0.08
1.98 ± 0.33
1540 ± 50
WASP-142 b
0.0347 ± 0.0007
2.05287
0.84 ± 0.09
1.53 ± 0.08
0.306 ± 0.067
2000 ± 60

Из интересных планет можно выделить следующие.

WASP-130 b вращается вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G6 V. При массе 1.23 масс Юпитера его радиус составляет всего 0.89 масс Юпитера. Планета заметно прохладнее типичных горячих юпитеров, ее эффективная температура составляет 833 ± 18К, орбитальный период – 11.551 земных суток. Сравнительно небольшой размер планеты подтверждает уже подмеченную закономерность, что теплые юпитеры компактнее горячих.

WASP-131 b – рыхлый горячий сатурн с массой 0.27 масс Юпитера и радиусом 1.22 радиусов Юпитера, его орбитальный период – 5.322 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1460 ± 30К. Из-за невысокой массы и высокой температуры шкала высот в его атмосфере весьма велика, что делает планету интересной целью для изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Эффективная температура планеты WASP -132 b оказывается еще ниже, чем у WASP-130 b – всего 763 ± 16К. На этот раз умеренный нагрев планеты вызван не удаленностью от родительской звезды, а низкой светимостью последней. Звезда WASP-132 – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, ее светимость в 4 раза меньше солнечной. Масса WASP-132 b оценивается в 0.41 масс Юпитера, радиус – в 0.87 масс Юпитера, орбитальный период – 7.1335 земных суток.

Остальные планеты – более-менее типичные горячие юпитеры, причем планета WASP-142 b оказывается нагретой аж до 2000К из-за яркости родительской звезды и тесной орбиты (орбитальный период 2.053 земных суток). Транзит гиганта WASP-140 b оказывается скользящим, поэтому его радиус определен с большой погрешностью.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.04195.pdf

 

 

11 мая 2016
1284 новых планет «Кеплера»
прямая ссылка на эту новость

За 4 года основной миссии космический телескоп им. Кеплера обнаружил 8826 транзитных кандидатов. Далеко не все из них являются планетами: существует целый ряд астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. Для подтверждения планетной природы кандидатов применяются различные независимые методы, например, метод измерения лучевых скоростей родительских звезд или тайминг транзитов. Планетная природа некоторых транзитных кандидатов «Кеплера» была подтверждена достоверно, а масса планет измерена одним из вышеупомянутых динамических методов.

Однако большинство транзитных кандидатов «Кеплера» слишком малы, а их родительские звезды слишком тусклы, чтобы масса кандидатов могла быть измерена RV-методом. Также далеко не все кандидаты входят в состав многопланетных систем, а из тех, что входят, не все находятся в орбитальном резонансе низкого порядка, обеспечивающего заметные вариации времени наступления транзитов. Достоверное подтверждение планетной природы этих кандидатов оказывается невозможным. Однако в этом случае имеется возможность исключить астрофизические явления, которые способны имитировать транзитный сигнал, и подтвердить планетную природу кандидата статистически (скажем, с достоверностью 99.9%). Такая процедура называется валидацией.

Для автоматизации процедуры валидации команда «Кеплера» создала программу vespa (Validation of Exoplanet Signals using a Probabilistic Algorithm) и применила ее к каталогу, включающему 7470 транзитных кандидатов (KOI). Для 1284 кандидатов вероятность не планетной природы оказалась меньше 1%. Таким образом, эти кандидаты прошли процедуру автоматической валидации. 428 кандидатов программа сочла ложными открытиями, однако авторы кода сами отмечают, что часть «ложнопозитивов» на самом деле могут быть планетами со значительными вариациями времени наступления транзитов, так что с ними надо разбираться отдельно.

Общее соотношение между транзитными кандидатами «Кеплера» различной природы можно видеть на диаграмме ниже.


Каталог транзитных кандидатов «Кеплера» (KOI) после анализа, проведенного кодом vespa. Синим цветом показаны 984 планеты, подтвержденные ранее. Белым цветом показано 1284 кандидата, для которых вероятность планетной природы превышает 99%. Розовым цветом показано 455 кандидатов, для которых вероятность непланетной природы лежит в интервале от 1 до 90%, красным цветом – 130 кандидатов, для которых вероятность непланетной природы превышает 90%. Светло-зеленым цветом представлено 516 кандидатов, вероятность принадлежности которых к целевым звездам меньше 99%. Темно-зеленым цветом представлено 278 кандидатов, чей радиус превышает 30 радиусов Земли (~2.7 радиусов Юпитера). Светло-оранжевым цветом показаны кандидаты с низким отношением сигнал/шум, темно-оранжевым – кандидаты, которых программа по разным причинам не смогла обсчитать. Голубым цветом представлены «ложнопозитивы» (3168 штук).

Новые планеты «Кеплера» резко увеличили количество уже известных экзопланет.


Количество открытых экзопланет по годам. Синим цветом показаны планеты, открытые помимо «Кеплера», голубым цветом – планеты, открытые «Кеплером», оранжевым цветом – 1284 планеты, представленные 10 мая 2016 года.

Распределение новых планет по размерам в целом повторяет аналогичное распределение уже известных планет «Кеплера». Большинство новых планет имеют радиусы от 1.2 до 3.1 радиусов Земли (т.е. являются суперземлями и мини-нептунами).


Распределение планет «Кеплера» по размерам. Голубым цветом показаны планеты, представленные ранее, оранжевым цветом – новые планеты, анонсированные 10 мая 2016 года.



Планеты Кеплера на плоскости «орбитальный период – радиус». Диаграмма любезно предоставлена Виктором Ясинским.

Среди новых планет девять попадают в обитаемую зону своих звезд. На слайде ниже показана 21 планета «Кеплера», чей радиус меньше удвоенного радиуса Земли, и которая при этом расположена в обитаемой зоне. Голубыми кружками показаны планеты, открытые ранее, оранжевыми шариками – планеты, представленные 10 мая 2016 года. Венера, Земля и Марс показаны для сравнения.

Анализ данных, собранных космическим телескопом им. Кеплера во время основной миссии, еще не закончился. Команда «Кеплера» планирует завершить его к сентябрю 2017 года. При этом продолжаются новые наблюдения в рамках расширенной миссии K2. Разработчики надеются, что телескоп проработает еще как минимум полтора года, пока не закончится топливо в баках космического аппарата и тот окончательно не утратит способности поддерживать свою ориентацию в пространстве.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1605.02825.pdf
http://www.nasa.gov/feature/ames/kepler/briefingmaterials160510

 

 

7 мая 2016
Транзитный горячий юпитер EPIC 210957318 b и независимое открытие планеты EPIC 212110888 b
прямая ссылка на эту новость

Одно из удобств расширенной миссии «Кеплера» K2 состоит в том, что космический телескоп мониторит наблюдательные площадки, расположенные вдоль эклиптики, а значит – доступные как для телескопов северного, так и южного полушария. Это приводит к тому, что планетную природу транзитных кандидатов, обнаруженных в рамках миссии, начинают проверять сразу несколько научных коллективов на разных континентах и разных инструментах. Случается, что одну и ту же планету независимо открывают две или три научные группы, что существенно повышает надежность полученных данных.

5 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух новых транзитных горячих юпитеров, обнаруженных «Кеплером». Один из них (EPIC 212110888 b) уже был представлен ранее. Параметры этой планеты, определенные авторами статьи, несколько отличаются от параметров, заявленных первооткрывателями, но разница не превышает одного стандартного отклонения.

Второй планетой стал горячий гигант EPIC 210957318 b.

EPIC 210957318 – солнцеподобная звезда спектрального класса G, удаленная от нас на 298.2 ± 5.5 пк. Ее масса составляет 0.927 ± 0.015 солнечных масс, радиус – 0.841 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость близка к 54% светимости Солнца. Возраст звезды оценивается в 1.77 +1.07/-0.49 млрд. лет.

Кривая блеска EPIC 210957318 демонстрирует глубокий и четкий транзитный сигнал с периодом ~4.1 земных суток, соответствующий планете-гиганту. Проверка планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов FEROS и HARPS. Всего было получено 9 замеров лучевой скорости EPIC 210957318.

Масса планеты EPIC 210957318 b оценивается в 0.65 ± 0.14 масс Юпитера, радиус – в 1.07 ± 0.02 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.66 ± 0.15 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.042 ± 0.001 а.е. (~10.8 звездных радиусов), его эффективная температура составляет 1212 ± 21К (в предположении нулевого альбедо).

Авторы статьи поискали в фотометрических данных, полученных «Кеплером», признаки дополнительных транзитных планет в обеих изученных системах, а также вторичные минимумы и эффекты отражения (смену фаз планет). Ничего обнаружено не было. Для планеты EPIC 210957318 b такой результат ожидаем – все-таки она находится сравнительно далеко от своей звезды. Зато для планеты EPIC 212110888 b (более близкой к звезде и ярче освещенной) был получен верхний предел на геометрическое альбедо – он оказался равным 0.45. Это отчасти подтверждает наблюдение, что горячие юпитеры – довольно темные миры.


Планеты EPIC 210957318 b (показана синим цветом) и EPIC 212110888 b (показана красным цветом) на плоскости «масса-радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Тонкие серые пунктирные линии соответствуют планетам со средней плотностью (слева направо) 0.67, 1.33 и 3.66 г/куб.см. Темные полужирные пунктирные линии соответствуют двум моделям горячих юпитеров возрастом 3 млрд. лет, расположенных на расстоянии 0.045 а.е. от солнцеподобной звезды: с ядром массой 100 масс Земли и лишенных ядра.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.01721.pdf

 

 

6 мая 2016
TRAPPIST-1: система из трех транзитных земель у тусклого красного карлика
прямая ссылка на эту новость

Звезды красные карлики по ряду причин более удобны для поисков планет земного типа в обитаемой зоне, чем звезды – аналоги Солнца. Из-за небольшого размера таких звезд транзиты планет по их диску оказываются глубже, и их легче зарегистрировать, чем транзиты тех же планет по диску солнцеподобной звезды. Из-за небольшой массы таких звезд гравитационное влияние планет на них оказывается заметнее, и планеты легче обнаружить также и методом измерения лучевых скоростей. Кроме того, из-за низкой светимости красных карликов обитаемая зона оказывается расположенной совсем близко к звезде, и планеты, попавшие в эту зону, имеют орбитальные периоды всего несколько (десятков) земных суток, что позволяет при наблюдениях сравнительно быстро набрать необходимую статистику. Все это делает близкие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними потенциально обитаемых планет.

TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) – 60-санитиметровый автоматический телескоп, расположенный на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. 40% наблюдательного времени этого телескопа посвящено получению фотометрии 60 сравнительно близких красных карликов спектральных классов M 5 и более поздних, чья видимая звездная величина в полосе J меньше +12. Эта программа является прототипом более амбициозной программы SPECULOOS, которая стартует в 2016 году и охватит наблюдениями около 500 ярких красных карликов южного неба.

TRAPPIST снимал фотометрию звезды TRAPPIST-1 (2MASS J23062928-0502285) в лучах с длиной волны 0.9 мкм в течение 245 часов (62 ночи) с частотой раз в 1.2 минуты в период с 17 сентября по 28 декабря 2015 года. После обнаружения первых транзитных событий глубиной около 1% к наблюдениям звезды подключились более крупные телескопы: 2-метровый индийский телескоп Himalayan Chandra, 8-метровый VLT и 3.8-метровый UKIRT. Совместные наблюдения позволили идентифицировать два транзитных кандидата TRAPPIST-1 b и TRAPPIST-1 c , также были зарегистрированы два транзитных события внешней планеты TRAPPIST-1 d.

Система TRAPPIST-1 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Итак, TRAPPIST-1 – тусклый красный карлик спектрального класса M8 V, чья масса близка к пределу Кумара (границе между красными и коричневыми карликами). Масса звезды оценивается в 0.080 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.114 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость составляет всего ~1/1900 светимости Солнца. Расстояние до звезды, определенное по наблюдениям тригонометрического параллакса, составляет 12.1 ± 0.4 пк. Несмотря на относительную близость к Солнцу, в зеленых лучах видимая звездная величина TRAPPIST-1 достигает +18.8. Эффективная температура звезды оценивается всего в 2550 ± 55К – прохладнее некоторых горячих юпитеров! Возраст TRAPPIST-1 не известен, но, во всяком случае, он превышает 0.5 млрд. лет.

Внутренняя планета TRAPPIST-1 b имеет орбитальный период 1.51085 ± 0.00002 земных суток. Ее радиус оценивается в 1.113 ± 0.044 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0111 ± 0.0004 а.е. (1.67 млн. км), ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Средняя планета еще меньше – ее радиус всего 1.05 ± 0.05 радиусов Земли. Она вращается на расстоянии 0.01522 ± 0.00055 а.е. (2.28 млн. км) и делает один оборот за 2.42185 ±0.00003 земных суток. Температурный режим средней планеты близок к температурному режиму Венеры.

Про внешнюю планету известно меньше всего. За все время наблюдений (отнюдь не непрерывных) наблюдалось всего два транзитных события от этой планеты, так что ее орбитальный период остается неизвестным. Наиболее вероятное значение периода – 18.202 земных суток, но он также может быть равен 4.551, 5.200, 8.090, 9.101, 10.401, 12.135, 14.56124.270, 36.408 и 72.820 земных суток. Соответственно, планета может быть удалена от своей звезды на расстояние, лежащее в интервале от 0.022 до 0.146 а.е., а ее температурный режим может оказаться близким к температурному режиму Земли, а может – и к температурному режиму Юпитера. Радиус планеты составляет 1.163 ± 0.065 радиусов Земли.

Измерение массы планет методом измерения лучевых скоростей родительской звезды затруднено исключительной тусклостью TRAPPIST-1 в видимых лучах. Однако в ИК-диапазоне блеск звезды значительно выше (+11.35 в полосе J и +10.3 в полосе K). Ожидаемая амплитуда колебаний лучевой скорости TRAPPIST-1 под влиянием планет составляет от полуметра до нескольких метров в секунду, в будущем ее смогут измерить уже строящиеся спектрографы ИК-диапазона (например, SPIRou). Также массу планет можно будет оценить методом тайминга транзитов. По расчетам авторов открытия, вариации времени наступления транзитов планет в этой системе могут достигать нескольких десятков секунд, что вполне доступно для измерения.

Также очень неплохие перспективы открываются для изучения атмосфер планет TRAPPIST-1 методами трансмиссионной спектроскопии на Хаббле и особенно на космическом телескопе им. Джеймса Вебба (JWST), чей запуск ожидается в 2018 году. JWST сможет обнаружить в атмосферах планет водяной пар, углекислый газ, метан и озон.

Авторы открытия отмечают, что факт открытия системы TRAPPIST-1 в выборке из 60 звезд говорит (с учетом низкой вероятности транзитной конфигурации) о широкой распространенности планетных систем у поздних красных карликов. В окрестностях Солнца такие звезды составляют ~15% всего звездного населения, это значит, что аналогичные системы могут быть обнаружены и значительно ближе к Солнцу.


Известные транзитные планеты размером меньше Нептуна на плоскости «эффективная температура планет – масса родительской звезды». Размеры кружков пропорциональны радиусам планет. Вертикальной пунктирной линией показана эффективная температура Земли (при нулевом альбедо и в отсутствии атмосферы).

Информация получена: http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1615/eso1615a.pdf

Кстати, очень подробный и содержательный пост об открытии и свойствах системы TRAPPIST-1 опубликовал Борислав Славолюбов.

 

 

3 мая 2016
Планеты HD 99492 c не существует
прямая ссылка на эту новость

Большой проблемой непрямых методов обнаружения экзопланет является возможность ложных открытий (так называемых ложнопозитивов). Существуют астрофизические явления не планетной природы, имитирующие наличие планеты. Для транзитного метода таким источником ложных открытий являются затменно-переменные двойные фона, находящиеся на малом угловом расстоянии от целевой звезды, или скользящие транзиты двух звезд. Для метода измерения лучевых скоростей таким источником ложнопозитивов становится собственная активность звезды.

10 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная многолетнему мониторингу лучевой скорости и блеска звезды HD 99492. В 2004 году рядом с этой звездой был обнаружен очень теплый нептун на 17-дневной орбите, в 2010 году – планета-гигант с периодом около 5000 суток (обе – RV-методом). Новые исследования авторов статьи показали, что долгопериодические колебания лучевой скорости вызваны не планетой, а собственной активностью звезды, напоминающей 11-летний солнечный цикл. Таким образом можно сделать вывод, что внешней планеты HD 99492 c на самом деле не существует.

Кроме того, авторы уточнили параметры звезды и внутренней планеты. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации внутренней планеты составляет 2.8%, однако никаких транзитов обнаружено не было.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.00487.pdf

 

 

28 апреля 2016
TYC 3667-1280-1 b: массивный горячий юпитер рядом с красным гигантом
прямая ссылка на эту новость

Планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс) заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. Планеты у звезд промежуточной массы обычно массивны и расположены на широких орбитах с небольшим эксцентриситетом. Также интересен резкий дефицит (если не полное отсутствие) в таких системах горячих и теплых юпитеров (планет-гигантов с орбитальными периодами короче 100 земных суток). И если отсутствие планет с орбитальным периодом короче 10 суток еще можно объяснить их поглощением родительскими звездами, то дефицит теплых юпитеров (с периодами 10-100 суток) остается не понятным.

Находясь на главной последовательности, звезды промежуточной массы имеют спектральный класс A или ранний F. Эти звезды быстро вращаются, а их спектры лишены узких четких линий, что затрудняет точное измерение лучевых скоростей таких звезд и поиск рядом с ними планет RV-методом. Однако после схода с главной последовательности радиус звезд увеличивается, температура их внешних слоев падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому подавляющее большинство планет у звезд промежуточной массы открыто уже на стадии красных гигантов.

25 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы польских астрономов, посвященная открытию массивной планеты рядом с красным гигантом TYC 3667-1280-1. Орбитальный период горячего юпитера оказался равным ~26.5 земных суток, что резко выделяет его из совокупности других планет такого типа. Изучение системы TYC 3667-1280-1 поможет наложить важные ограничения на эволюцию планетных систем звезд промежуточной массы.

Итак, TYC 3667-1280-1 – сравнительно яркий оранжевый гигант, удаленный от нас на 481 ± 37 пк. Его масса оценивается в 1.87 ± 0.17 солнечных масс, радиус достигает 6.26 ± 0.86 солнечных радиусов, светимость в 24 ± 6 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.35 ± 0.35 млрд. лет.

Лучевые скорости TYC 3667-1280-1 измерялись спектрографом HRS, установленном на 9.2-метровом телескопе им. Хобби-Эберли (точность единичного замера 9-10 м/с) и спектрографом HARPS-N, установленном на 3.58-метровом Национальном телескопе Галилео (точность единичного замера 0.5-4 м/с для разных ночей). Всего было получено 35 замеров лучевой скорости TYC 3667-1280-1.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты TYC 3667-1280-1 b достигает 5.4 ± 0.4 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.036) на среднем расстоянии 0.21 ± 0.01 а.е. и делает один оборот за 26.468 ± 0.005 земных суток. Из-за высокой светимости звезды эффективная температура планеты достигает 1350К, т.е. она попадает в область горячих планет.

Поскольку планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 7.2 ± 1 звездных радиусов, геометрическая вероятность транзитной конфигурации достигает 13.9 ± 2%. Глубина транзита ожидается лежащей в диапазоне 300-1100 ppm, что затрудняет его обнаружение с Земли. Однако будущие космические телескопы, например, европейский телескоп CHEOPS, чей запуск намечен на 2017 год, смогут легко зафиксировать такие транзиты (в случае их наличия).

Планетная система TYC 3667-1280-1 оказывается самой компактной среди планетных систем у звезд с массой больше полутора солнечных. Судьба ее незавидна. Примерно через 170 млн. лет распухающая звезда поглотит свою планету.


Планета TYC 3667-1280-1 b (обведена красной окружностью) на плоскости «масса звезды – большая полуось орбиты планеты» на фоне других экзопланет. Размеры кружков пропорциональны массам планет, цветом закодирован логарифм ускорения свободного падения в фотосфере родительской звезды (т.е. фактически ее компактность) – синий цвет соответствует звездам гигантам, желтый – наиболее компактным красным карликам.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.07581.pdf

 

 

27 апреля 2016
О трансмиссионной спектроскопии транзитного горячего гиганта WASP-36 b
прямая ссылка на эту новость

Транзитные горячие гиганты, особенно расположенные у ярких звезд, очень удобны для изучения их физических свойств и химического состава атмосферы. Сравнительно большие размеры (часто радиус этих планет превышает 10% радиуса звезды) и значительная глубина транзита (0.5-3.5%) позволяют изучать свойства атмосферы над терминатором планеты методами трансмиссионной спектроскопии. Последняя заключается в измерении глубины транзитов (а значит, и радиуса планеты) на разных длинах волн, в том числе и на волнах, где лежат спектральные полосы различных атомов и молекул. Измерения такого рода уже были проведены для целого ряда транзитных планет. Часть из них, например, WASP-23 b, WASP-43 b, WASP-80 b демонстрируют плоский трансмиссионный спектр, лишенный каких-либо спектральных деталей (эти планеты, условно говоря, являются серыми). Другие, такие, как WASP-103 b и Qatar-2 b, имеют больший видимый размер в синих лучах, нежели в красных, что может свидетельствовать о чистой прозрачной атмосфере и рэлеевском рассеянии света. В атмосферах ряда горячих гигантов также был обнаружен натрий, калий, водяной пар и другие молекулы.

29 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная грубой трансмиссионной спектроскопии (авторы назвали ее трансмиссионной фотометрией) транзитного горячего юпитера WASP-36 b. Наблюдения проводились с помощью камеры GROND, смонтированной на 2.2-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. GROND позволяет проводить наблюдения в 4 каналах оптического диапазона и 3 каналах ближнего ИК-диапазона. Также авторы воспользовались наблюдениями вторичного минимума (захода планеты за звезду) в спектральной полосе Ks, которые позволили определить температуру дневного полушария WASP-36 b.

WASP-36 b – сравнительно массивный и плотный горячий юпитер, вращающийся вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G2 V. Его масса оценивается в ~2.3 масс Юпитера, радиус – в 1.27 радиусов Юпитера, орбитальный период составляет 1.54 земных суток. Измеренная температура дневного полушария этой планеты оказалась равной 1900 +100/-200 К, что сравнимо с эффективной температурой ~1733 ± 19 К. С учетом того, что средняя относительная молекулярная масса атмосферы должна быть близка к 2.3 (атмосфера состоит преимущественно из водорода и гелия), высота стандартной атмосферы получается равной ~189 км.

Авторы статьи отнаблюдали 5 транзитов WASP-36 b, всего было получено 17 кривых блеска в различных спектральных полосах.

Как оказалось, радиус планеты заметно больше в синих лучах, нежели в ближнем ИК-диапазоне, причем рэлеевским рассеянием этот избыток объяснить невозможно. Разница превышает 10 высот стандартной атмосферы (с достоверностью 5 сигма).

Трансмиссионный спектр WASP-36 b.
Черными кружками показаны замеры радиуса планеты в долях радиуса звезды для четырех спектральных полос, диапазоны которых представлены на нижнем графике. Кружки со сплошными отрезками, показывающими величину погрешностей, соответствуют наблюдениям как они есть, кружки с пунктирными отрезками – то же самое с поправкой на возможную пятенную активность звезды.
Цветными линиями показаны предсказания различных моделей атмосферы WASP-36 b. Зеленой линией показан модельный спектр для атмосферы звездного состава с металличностью [Fe/H] = 0.7 (вверху) и -0.3 (внизу). Серой линией – то же самое, но с удалением линий натрия и калия. Синей линией – то же, что и серой, но рэлеевское рассеяние усилено в тысячу раз. Наконец, красной линией показана модель, в которой непрозрачность атмосферы вызывается оксидами ванадия и титана VO и TiO.

Как мы видим, ни одна из предложенных моделей не в состоянии полностью описать данные наблюдений. В атмосфере планеты WASP-36 b явно присутствует некое вещество, сильно поглощающее синие лучи. Возможно, этим веществом является сульфанил HS. Для прояснения этого вопроса авторы статьи призывают провести наблюдения транзитов WASP-36 b также в ультрафиолетовых лучах (в полосе U).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.08031v1. pdf

 

 

26 апреля 2016
Холодный аналог Юпитера OGLE-2014-BLG-1760 b
прямая ссылка на эту новость

Метод гравитационного микролинзирования помогает обнаруживать планеты, практически недоступные для любых других методов – в частности, небольшие планеты, расположенные за снеговой линией. Тем самым становится возможным получить сведения о распределении планет во внешних холодных областях планетных систем.

Событие микролинзирования происходит, когда звезда-источник, звезда-линза и земной наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. В этом случае гравитационное поле звезды-линзы искривляет лучи звезды-источника, приводя к возрастанию (иногда в десятки раз!) ее видимого блеска. Если рядом со звездой-линзой оказывается планета, влияние ее гравитационного поля приводит к появлению на кривой блеска звезды-источника дополнительного пика. Анализируя кривую блеска, можно оценить (а иногда и точно определить) параметры системы-линзы и расстояние до нее.

22 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты-гиганта рядом с далеким оранжевым (а может, желтым, а может, красным) карликом. Открытие было сделано в рамках микролинзового обзора OGLE, также в наблюдениях приняли участие телескопы микролинзового обзора MOA.

Событие микролинзирования OGLE-2014-BLG-1760 (начало усиления блеска фоновой звезды) было зафиксировано обзором OGLE 22 августа 2014 года. 31 августа 2014 года это же событие обнаружил обзор MOA и дал ему наименование MOA-2014-BLG-547. 10 сентября 2014 года на кривой блеска появился короткий резкий пик, говорящий о двойственности линзы. После этого к наблюдениям подключились телескопы сетей µFAN и Robonet. Анализ кривой блеска показал, что отношение масс компонент линзы составляет (8.64 ± 0.89)·10-4, т.е. перед нами звезда и планета.

Как пишут авторы статьи, звезда источник (ее спектральный класс A9) расположена в галактическом диске по ту сторону от ядра Галактики, а система-линза – в балдже. Масса звезды линзы оценивается в 0.51 +0.44/-0.28 солнечных масс, расстояние до нее составляет 6.86 ± 1.11 кпк. Таким образом, родительская звезда, скорее всего, имеет спектральный класс K, но может оказаться также G– или M-звездой. Масса планеты оценивается в 182 +137/-83 масс Земли (0.57 +0.43/-0.26 масс Юпитера), т.е. перед нами газовый гигант с массой в диапазоне от массы Сатурна до массы Юпитера. В момент наблюдений планету и звезду разделяло расстояние 1.75 ± 0.34 а.е. (в проекции на небесную сферу).

Относительная угловая скорость звезды-источника и звезды-линзы составляет 6.6 ± 1.1 угловых миллисекунд в год. К 2020-м годам звезды разойдутся на небесной сфере достаточно, чтобы их можно было бы наблюдать раздельно. Это позволит гораздо более точно определить параметры звезды-линзы, а значит – и параметры ее планетной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.05677. pdf

 

 

25 апреля 2016
Открыты три теплых планеты-гиганта у красных гигантов HD 11343, HD 135760 и HD 155233
прямая ссылка на эту новость

За последние два десятилетия обнаружено около двух тысяч внесолнечных планет, еще около пяти тысяч транзитных кандидатов ожидают своего подтверждения. Статистический анализ распространенности планет различных типов показывает, распространенность планет-гигантов растет с ростом массы и металличности родительских звезд. Если для звезд с массой ~0.4 солнечных масс вероятность обладания планетой-гигантом составляет 1.8 ± 1%, то для звезд с массой ~1.6 солнечных она увеличивается до 8.9 ± 2.9%. Другие авторы дают несколько отличные оценки распространенности гигантов – 2.5 ± 0.9% для звезд с массой ~0.4 солнечных и 11 ± 2% для звезд с массой ~1.6 солнечных. Видно, что при различии точных численных оценок общая тенденция сохраняется.

14 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья группы чилийских и австралийских астрономов, посвященная открытию четырех планет-гигантов у четырех сравнительно ярких красных гигантов южного неба. Одна из планет, HD 181342 b, уже была обнаружена другой научной группой, три планеты представлены впервые. Также авторы работы оценили распространенность планет-гигантов у звезд, богатых тяжелыми элементами.

Начиная с 2009 года, авторы статьи ведут мониторинг лучевых скоростей 166 сравнительно ярких красных гигантов южного неба. Замеры проводятся с помощью спектрографов FEROS и CHIRON, точность единичного замера составляет ~5 м/сек. Также авторы использовали для анализа замеры, полученные спектрографом UCLES.

HD 11343 (HIP 8541) – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K2 III. Его масса оценивается в 1.17 ± 0.28 солнечных масс, радиус достигает 7.8 ± 1 солнечных радиусов, светимость в 25.4 ± 5.8 раз превышает солнечную. Звезда удалена от нас на 169 ± 19 пк.
С 2009 по 2015 год было получено 38 замеров лучевой скорости HD 11343.

Минимальная масса (параметр m sin i) гиганта HD 11343 b достигает 5.5 ± 1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 2.80 ± 0.25 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.06, и делает один оборот за 1560 ± 54 земных суток (~4.3 земных года).

HD 135760 (HIP 74890) – оранжевый гигант спектрального класса K1 III. Его масса выше (1.74 ± 0.21 солнечных масс), а радиус меньше (5.77 ± 0.53 солнечных радиусов), чем у звезды HD 11343. Светимость HD 135760 составляет 16.4 ± 2.4 солнечных светимостей, звезда удалена от нас на 91.5 ± 5.5 пк.
С 2009 по 2015 год был сделан 31 замер лучевой скорости этой звезды.

Изменения лучевой скорости включают в себя колебания и линейный дрейф величиной -33.2 ± 1.5 м/сек за год. Колебания соответствуют планете с минимальной массой 2.4 ± 0.3 масс Юпитера, вращающейся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 2.10 ± 0.09 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.07. Орбитальный период планеты оценивается в 822 ± 17 земных суток. Линейный дрейф может быть вызван еще одним небесным телом с минимальной массой свыше 8 масс Юпитера, расположенным от звезды дальше 6.5 а.е. (скорее всего, коричневым карликом или маломассивной звездой).

Наконец, HD 155233 (HIP 84056) – еще один оранжевый гигант спектрального класса K1 III. Масса звезды оценивается в 1.69 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 5.03 ± 0.39 солнечных радиусов, светимость в 13.45 ± 1.73 раз превышает солнечную. Звезда удалена от нас на 75.1 ± 3.5 пк.
За 6 лет было получен 41 замер лучевой скорости HD 155233.

Минимальная масса HD 155233 b составляет 2.6 ± 0.3 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 2.00 ± 0.06 а.е. и делает один оборот за 819 ± 12 земных суток.

Температурный режим всех трех планет является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Ниже показана зависимость распространенности планет-гигантов от массы родительской звезды, полученная на основе выборки, изученной авторами статьи. Видно, что до масс родительских звезд в 2.1-2.3 солнечных вероятность обнаружить рядом со звездой планету-гигант растет, а при дальнейшем росте массы звезды – падает. Впрочем, возможно, это падение кажущееся и обусловлено недостаточной статистикой.

Распространенность планет-гигантов (нормированных на одну звезду) в зависимости от массы звезды. Синей пунктирной линией показано распределение по массам звезд выборки.

Ниже показана зависимость распространенности планет-гигантов от металличности родительских звезд. Вплоть до металличности [Fe/H] ~ 0.4 вероятность обнаружить рядом со звездой планету-гигант растет с ростом металличности.

Распространенность планет-гигантов (нормированных на одну звезду) в зависимости от металличности звезды. Синей пунктирной линией показано распределение по металличности звезд выборки.

Если для солнцеподобных звезд распространенность планет с массой больше массы Юпитера сравнительно невелика и составляет 2.6 +5.4/-0.8%, то для звезд с массой 2.1 солнечных масс эта величина вырастает до 13.0 +10.1/-4.2%. Аналогично, для звезд с металличностью 0.35 распространенность планет-гигантов достигает 16.7 +15.5/-5.9%.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.03738.pdf

 

 

22 апреля 2016
Построена грубая температурная карта горячей суперземли 55 Cancri e
прямая ссылка на эту новость

55 Cancri e – ближайшая транзитная суперземля, удаленная от нас на 12.3 пк. Масса планеты оценивается в 8.08 ± 0.31 масс Земли, радиус – в 1.91 ± 0.08 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 6.4 ± 0.8 г/куб.см, говорящей о преимущественно железокаменном составе этой суперземли. 55 Cancri e вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.01544 ± 0.00009 а.е. и делает один оборот за 0.73654 земных суток (17 часов 40 минут).

В период с 15 июня по 15 июля 2013 года звезду 55 Cancri наблюдал космический ИК-телескоп им. Спитцера. Наблюдения велись в лучах с длиной волны 4.5 мкм, суммарное время наблюдений достигло 75 часов. Кроме транзита планеты наблюдался отчетливый вторичный минимум (ослабление общего блеска системы в момент, когда планета скрывается за диском звезды). Все это позволило оценить температуру дневного и ночного полушарий 55 Cancri e , а также обнаружить сильный сдвиг горячего пятна из подзвездной точки в восточном направлении.

Средняя температура ночного полушария оказалась равной 1380 ± 400К, средняя температура дневного – 2350 ± 200К. Однако самая высокая температура наблюдалась отнюдь не в подзвездной точке – горячее пятно оказалось сдвинуто на 41 ± 12° к востоку, причем средняя температура «горячего полушария» (с центром в горячем пятне) достигала 2700 ± 270К!


Фазовая кривая блеска звезды 55 Cancri. Хорошо заметен и транзит планеты 55 Cancri e, и вторичный минимум, вызванный ее заходом за звездный диск. Синей линией показана теоретическая кривая для модели с одним горячим пятном, красной линией – кривая для более детальной модели с тремя областями разной температуры.

Для анализа данных исследователи рассмотрели две модели – с одним горячим пятном (а рисунке ниже слева) и тремя областями разной температуры (на рисунке ниже справа). Точности данных, полученных «Спитцером», не хватает, чтобы сделать между ними выбор.


Распределение яркости по диску дневного полушария планеты 55 Cancri e, усредненное по широте. Представлена модель с одним горячим пятном и более сложная модель с тремя областями разной температуры.

Высокий температурный контраст между дневным и ночным полушариями планеты и сильный сдвиг горячего пятна из подзвездной точки могут объясняться по-разному. Возможно, мы видим оптически толстую (непрозрачную) атмосферу 55 Cancri, состоящую из тяжелых газов (например, из углекислоты или угарного газа), причем характерное время высвечивания тепловой энергии заметно меньше характерного времени атмосферной циркуляции. Однако авторы исследования склоняются к другой гипотезе – низкому альбедо планеты, отсутствию заметной атмосферы и наличию на дневном полушарии океана из лавы малой вязкости, потоки которой приводят к сдвигу горячего пятна. Для прояснения этого вопроса понадобятся дальнейшие наблюдения с помощью более мощных инструментов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1604.05725.pdf

 

 

21 апреля 2016
Транзитные горячие гиганты у звезд с низкой металличностью HATS-11 b и HATS-12 b
прямая ссылка на эту новость

Распространенность планет-гигантов сильно зависит от металличности родительской звезды. Чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с ней планету-гигант. Моделирование процессов планетообразование показывает, что при определенной металличности планеты-гиганты вообще не могут образоваться. Поэтому обнаружение газовых гигантов у звезд с низким содержанием тяжелых элементов представляет особый интерес.

10 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух транзитных горячих гигантов у звезд с низкой металличностью. Открытие было сделано наземным транзитным обзором HATSouth, в дальнейшем планетная природа транзитных кандидатов была подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов FEROS, CORALIE и HDS. Также обе звезды наблюдал космический телескоп им. Кеплера в рамках седьмой наблюдательной кампании.

HATS-11 (EPIC216414930) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0, удаленная от нас на 906 ± 41 пк. Ее масса оценивается в 1.00 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.44 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза превышает солнечную. Звезда отличается очень низким содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст HATS-11 составляет 7.7 +2.2/-1.6 млрд. лет.

Кривая блеска HATS-11 демонстрирует четкий транзитный сигнал глубиной 1.29% и периодом 3.61916 ± 0.00001 земных суток, соответствующий планете-гиганту с радиусом 1.51 ± 0.08 радиусов Юпитера. При массе планеты 0.85 ± 0.12 масс Юпитера это соответствует средней плотности 0.30 +0.07/-0.05 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант HATS-11 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.04614 ± 0.00093 а.е. (~6.9 звездных радиусов), эксцентриситет орбиты не превышает 0.34. Эффективная температура планеты оценивается в 1637 ± 48К.

HATS-12 (EPIC 218131080) удалена от нас на 981 ± 94 пк. Эта F-звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.49 ± 0.07 солнечных масс, радиус достигает 2.21 ± 0.21 солнечных радиусов, светимость в ~7.3 раза превышает солнечную. Содержание тяжелых элементов в составе HATS-12 также понижено относительно солнечного, хотя и не так сильно, как у HATS-11 – их меньше на 26%. Возраст звезды составляет 2.36 ± 0.31 млрд. лет.

Масса планеты HATS-12 b достигает 2.38 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.35 ± 0.17 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.19 +0.54/-0.32 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0480 ± 0.0008 а.е. (~4.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.14283 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 2097 ± 89К.

Распределение известных транзитных гигантов в зависимости от металличности родительской звезды.
В выборку попало 177 планет с массами больше 0.47 масс Юпитера, вращающихся вокруг F и G звезд на расстоянии от 0.015 до 0.5 а.е. Видно, что с уменьшением металличности звезд распространенность планет-гигантов резко падает.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.02894. pdf

 

 

14 апреля 2016
Kepler-167 e: первый транзитный аналог Юпитера
прямая ссылка на эту новость

Юпитер – крупнейшая и самая массивная планета Солнечной системы. Считается, что Юпитер играл исключительную роль в динамической эволюции Солнечной системы на ранних этапах ее существования, заметно повлияв на формирование планет земного типа. Изучение внесолнечных аналогов Юпитера необходимо для понимания роли случайности и закономерности в строении Солнечной системы и полезно для поисков внеземной жизни.

К настоящему моменту известно около двух десятков аналогов Юпитера. Большинство из них открыто методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, еще часть – методом гравитационного микролинзирования. Распространенность аналогов Юпитера у солнцеподобных (FGK) звезд по данным микролинзовых обзоров оценивается в ~3%, хотя недавно была предложена и другая оценка – 6.1 +2.8/-1.6%. Конечно, точные значения распространенности зависят от конкретного определения понятия «аналог Юпитера».

К сожалению, для транзитного метода, с помощью которого к настоящему моменту открыто большинство внесолнечных планет, аналоги Юпитера практически недоступны. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации уменьшается пропорционально расстоянию между планетой и звездой, от орбитального периода она зависит как P-5/3. Так, для горячего юпитера на 3-суточной орбите эта вероятность оказывается в 16 тысяч раз выше, чем для планеты на 1000-суточной орбите. Обнаружить транзит аналога Юпитера – большая удача, и «Кеплеру» она улыбнулась.

В 2014 году научному сообществу была представлена 4-планетная система KOI-490, в дальнейшем получившая наименование Kepler-167, самая внешняя планета в которой выглядела транзитным аналогом Юпитера. 2 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации и уточнению параметров этой системы. Если в 2014 году планетная природа была подтверждена только для двух внутренних планет, а две внешние оставались в статусе транзитных кандидатов, то авторы свежей статьи статистически подтвердили все четыре планеты и точно определили орбитальный период самой внешней из них.

Kepler-167 (KOI-490, KIC 3239945) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V или K4 V. Его масса оценивается в 0.77 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.726 ± 0.018 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 27% от солнечной. Возраст звезды достаточно неуверенно оценивается в 3.3 +5.8/-0.8 млрд. лет, она удалена от нас на 330 ± 10 пк.

На расстоянии 2.1 угловых секунд (~ 700 а.е. в проекции на небесную сферу) от Kepler-167 расположен тусклый звездный компаньон – красный карлик с массой около 0.2 солнечных. Скорее всего, звезды физически связаны и образуют двойную систему, однако пока не исключено и то, что компаньон является звездой фона (т.е. расположен ближе или дальше Kepler-167).

Кривая блеска Kepler-167 демонстрирует четыре транзитных сигнала, три из которых соответствуют планетам земного типа на близких к звезде орбитах, а четвертый – аналогу Юпитера. Из-за тусклости родительской звезды (ее видимая звездная величина +14.3) измерение масс планет методом измерения лучевых скоростей сильно затруднено. Однако авторы статьи провели тщательную процедуру валидации – т.е. исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. Даже для третьей, самой ненадежной планеты Kepler-167 d вероятность планетной природы в 475 раз больше вероятности ложного открытия, планетная природа остальных кандидатов установлена еще надежней.

Итак, Kepler-167 b – горячая суперземля радиусом 1.615 ± 0.047 радиусов Земли, вращающаяся вокруг своей звезды на расстоянии 0.0483 ± 0.0025 а.е. (~14.3 звездных радиусов). Орбита близка к круговой, орбитальный период составляет 4.39316 земных суток, эффективная температура – 914 +26/-16К.

Kepler-167 c несколько прохладнее – ее эффективная температура оценивается в 768 +21/-14 К. Радиус второй планеты близок к радиусу первой – 1.548 ± 0.05 радиусов Земли. Ее орбитальный период 7.40611 ± 0.00001 земных суток, расстояние до звезды – 0.0684 ± 0.0024 а.е. (~20.3 звездных радиусов).

Третья планета Kepler-167 d заметно меньше первых двух – ее радиус составляет всего 1.194 ± 0.05 радиусов Земли. Эта планета земного типа делает один оборот вокруг своей звезды за 21.80356 ± 0.00012 земных суток, эксцентриситет орбиты не превышает 0.12. Среднее расстояние между планетой и звездой составляет 0.1405 ± 0.007 а.е. (~41.7 звездных радиусов), эффективная температура – 536 +14/-10К.

Как мы видим, три внутренние планеты образуют компактную плотно упакованную плоскую систему. Однако четвертая транзитная планета удалена от своей звезды в 13.5 раз больше.

Радиус Kepler-167 e достигает 0.906 ± 0.021 радиусов Юпитера, т.е. перед нами газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.89 ± 0.06 а.е. и эксцентриситетом 0.062 +0.104/-0.043, и делает один оборот за 1071.2323 ± 0.0006 земных суток. За время мониторинга «Кеплером» было зафиксировано всего два транзитных события от этой планеты. Ее эффективная температура составляет всего 131 ± 3К, что сравнимо с эффективной температурой Юпитера.

Планеты системы Kepler-167 (показаны оранжевыми квадратами) на плоскости «освещенность – радиус планеты» на фоне других транзитных экзопланет.
Для сравнения приведены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Марс и Юпитер. Голубым прямоугольником очерчена область аналогов Юпитера. Kepler-167 e – первая транзитная планета этого класса.

Большой видимый промежуток между планетами d и e не означает, что там нет планет. Скорее всего, они есть, но не являются транзитными, и/или слишком малы, чтобы проявиться в фотометрии «Кеплера».

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.00042.pdf

 

 

12 апреля 2016
OGLE-2015-BLG-0954 b: массивная планета-гигант рядом с красным карликом
прямая ссылка на эту новость

Если «обычное» событие гравитационного микролинзирования на объекте звездной массы тянется несколько десятков суток, то короткий всплеск, вызванный планетой, длится всего несколько часов. Поэтому ранние микролинзовые обзоры, во время которых фотометрические замеры блеска фоновых звезд происходили один-два раза в сутки, не благоприятствовали обнаружению легких планет (нептунов, суперземель и земель).

Для эффективного поиска небольших планет методом гравитационного микролинзирования корейские астрономы создали сеть из трех одинаковых 1.6-метровых телескопов с полем зрения 4 квадратных градуса и камерой в 340 мегапикселей (разрешение камеры 0.4 угловых секунд на пиксель). Телескопы расположены в Чили, в Южной Африке и в Австралии. Разница по долготе, близкая к 120°, позволяет наблюдать одно и то же звездное поле почти круглосуточно (когда над одним телескопом восходит солнце, эстафету принимает другой телескоп). Фотометрические замеры делаются 4-6 раз в час. Обзор получил название KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network).

10 мая 2015 года Система раннего оповещения микролинзового обзора OGLE объявила о регистрации нового события микролинзирования OGLE-2015-BLG-0954. KMTNet (в составе двух телескопов, поскольку третий телескоп начал наблюдения только 20 июня 2015 года) присоединился к мониторингу этого события. 22 мая на кривой блеска фоновой звезды появился узкий двойной пик, говорящий о двойственности линзы. Характерная ширина пика составила всего 33 минуты! Высокая угловая скорость линзы относительно звезды-источника (18.3 угловых миллисекунд в год) показала, что линза находится сравнительно недалеко от Солнца – не в балдже, а в галактическом диске.

Итак, OGLE-2015-BLG-0954 – красный карлик с массой 0.37 ± 0.14 солнечных, удаленный от нас на 600 +400/-200 пк. Отношение масс компонентов линзы составляет 0.0115, что соответствует массе планеты 4.4 ± 1.6 масс Юпитера. На момент наблюдения каустики (22 мая 2015 года) планету и звезду разделяло расстояние 1.2 ± 0.6 а.е. (в проекции на небесную сферу). Такая большая погрешность возникает от невозможности выбрать одно правильное решение из нескольких, одинаково описывающих полученную кривую блеска фоновой звезды. Через несколько лет звезда-источник и звезда-линза разойдутся на небесной сфере достаточно, чтобы их можно было наблюдать раздельно с помощью крупных наземных телескопов, снабженных системой адаптивной оптики, это позволит выбрать нужное решение для системы-линзы и существенно уменьшить погрешности в определении ее параметров.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.00020v1.pdf

 

 

9 апреля 2016
WASP-157 b: транзитный горячий юпитер на 6-й наблюдательной площадке миссии K2
прямая ссылка на эту новость

В рамках расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера наблюдает участки небесной сферы вблизи эклиптики, и на этих площадках попадаются планеты и транзитные кандидаты, обнаруженные наземным транзитным обзором SuperWASP и WASP-South. Исключительная точность фотометрии «Кеплера» помогает определять параметры транзитных планет с малой погрешностью, а иногда и обнаруживать у наблюдаемых звезд дополнительные транзитные планеты. Так, наблюдения «Кеплером» горячего юпитера WASP-47 b привели к обнаружению в этой системе еще двух небольших транзитных планет.

18 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего гиганта WASP-157 b. Транзитный кандидат был обнаружен при обработке наблюдений, проведенных в 2008-2010 годах наземным обзором SuperWASP и его аналогом в южном полушарии WASP-South. Проверка планетной природы транзитного кандидата и измерение массы планеты было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов CORALIE и HARPS. Наконец, в период с 13 июля по 30 сентября 2015 года звезда WASP-157 наблюдалась космическим телескопом им. Кеплера в рамках 6-й наблюдательной кампании.

Наглядная иллюстрация пользы внеатмосферных наблюдений. Представлены фотометрические замеры звезды WASP-157, сделанные 20-сантиметровым телескопом WASP, 60-сантиметровым телескопом TRAPPIST и «Кеплером». Вертикальный отрезок рядом с названием телескопа показывает типичную погрешность единичного измерения. Красной линией показана модельная транзитная кривая блеска, лучше всего описывающая наблюдательные данные.

Итак, WASP-157 (EPIC 212697709, TYC 5544-596-1) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса оценивается в 1.26 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 1.11 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно на 28% превышает солнечную. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст WASP-157 достаточно неуверенно оценивается в 1.0 +2.8/-0.3 млрд. лет.

Интересно, что для своего возраста и массы звезда вращается очень медленно. Возможно, мы видим ее со стороны полюса, и это косвенно говорит о том, что орбита горячего гиганта может быть сильно наклонена к экватору звезды.

Масса планеты WASP-157 b составляет 0.574 ± 0.093 масс Юпитера, что при радиусе планеты в 1.045 ± 0.044 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.67 ± 0.21 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.053 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 3.95162 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1339 ± 93К (в предположении нулевого альбедо и эффективного переноса тепла на ночную сторону).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.05638.pdf

 

 

7 апреля 2016
Об измерение масс трех транзитных нептунов от миссии K2
прямая ссылка на эту новость

Продленная миссия «Кеплера» K2 привела к открытию множества транзитных кандидатов. Так, за первый год работы космического телескопа в новом режиме (т.е. за 0, 1, 2, 3 и 4 наблюдательные кампании) было открыто 234 транзитных кандидата у 208 звезд. Для проверки планетной природы этих кандидатов и измерения массы планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд был организован проект ESPRINT (Equipo de Seguimiento de Planetas Rocosos INterpretando sus Tránsitos), в рамках которого лучевые скорости звезд с транзитными кандидатами измеряются с помощью высокоточных спектрографов FIES, HARPS-N и HARPS.

4 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс планет у звезд K2-27, K2-10 и EPIC 201295312. Масса одной из планет – горячего нептуна K2-27 b – была определена с приемлемой точностью, масса другой – K2-10 b – оценена со значительными погрешностями, на массу третьей – EPIC 201295312 b – был получен лишь верхний предел.

K2-27 (EPIC 201546283) – солнцеподобная звезда позднего G-класса с массой 0.89 ± 0.05 солнечных масс, радиусом 0.85 ± 0.06 солнечных радиусов и светимостью около 52% светимости Солнца. Звезда демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 6.77145 ± 0.00013 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 4.45 ± 0.33 радиусов Земли. Лучевая скорость звезды колеблется с тем же периодом и амплитудой 10.8 ± 2.7 м/сек, соответствующей планете с массой 29.1 ± 7.5 масс Земли. Таким образом, планета K2-27 b оказывается массивным нептуном со средней плотностью 1.80 +0.70/-0.55 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Планета удалена от своей звезды на ~16.5 звездных радиусов.

K2-10 (EPIC 201577035) – еще одна солнцеподобная звезда спектрального класса G. Ее масса составляет 0.92 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 0.98 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость близка к 86% солнечной светимости. Кривая блеска этой звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 19.3044 ± 0.0012 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 3.84 ± 0.35 радиусов Земли, т.е. перед нами снова нептун. Измерение лучевых скоростей K2-10 выявило слабые колебания с тем же периодом, однако погрешности здесь оказались весьма велики (амплитуда колебаний составила 7.3 +4.6/-4.2 м/сек). Формально масса планеты оказалась равной 27 +17/-16 масс Земли, но исследователи осторожно пишут, что она, по крайней мере, меньше 57 масс Земли (с достоверностью 95%). Уточнить массу этой планеты помогут дальнейшие наблюдения.

Интересно, что орбита этого теплого нептуна оказалась довольно эксцентричной – ее эксцентриситет достигает 0.31 +0.16/-0.18. Уточнить значение эксцентриситета также поможет дальнейший мониторинг лучевой скорости K2-10.

Наконец, EPIC 201295312 уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.07 солнечных масс, радиус достигает 1.52 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в ~2.4 раза превышает солнечную. Кривая блеска EPIC 201295312 демонстрирует слабый транзитный сигнал с периодом 5.6564 ± 0.0008 земных суток и глубиной, соответствующей мини-нептуну с радиусом 2.75 ± 0.24 радиусов Земли. Измерения лучевой скорости родительской звезды не позволили определить массу транзитной планеты, был получен только верхний предел в 12 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на ее среднюю плотность в 3.3 г/куб.см. Однако этот мониторинг обнаружил параболический дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе еще одного небесного тела на широкой орбите. Его масса – не менее 5.9 масс Юпитера, орбитальный период – не менее одного года. Для уточнения параметров внешней планеты необходимо продолжить мониторинг лучевой скорости EPIC 201295312.


Новые планеты на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Зеленым цветом показана K2-27 b, синим – K2-10 b, красным – EPIC 201295312.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.01851.pdf

 

 

2 апреля 2016
С помощью спектрографа SOPHIE обнаружено восемь планет-гигантов
прямая ссылка на эту новость

Высокоточный спектрограф SOPHIE был установлен на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Haute-Provence Observatory) в 2006 году. С тех пор он регулярно измеряет лучевые скорости сравнительно ярких звезд северного полушария с целью поиска планет-гигантов. В качестве целей выбрано 2300 звезд главной последовательности, расположенных ближе 60 пк. До июня 2011 года минимальная погрешность единичного измерения составляла ~7 м/с, после обновления оборудования она уменьшилась до 3.5 м/с.

16 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планет-гигантов у восьми звезд. Шесть звезд (HD 143105, HIP 109600, HD 35759, HIP 109384, HD 220842, HD 12484) дали приют одной планете-гиганту, одна (HIP 65407) – двум, также авторы статьи независимо открыли и описали уже представленную ранее четырехпланетную систему HD 141399.

Родительские звезды новых планет являются примерно солнцеподобными звездами спектральных классов от F7 V до K0 V, их массы лежат в пределах от 0.78 до 1.51 солнечных.

Таблица 1. Параметры родительских звезд

Звезда
Расстояние до звезды, пк
Видимая звездная величина
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Металличность [Fe/H]
48.7 ± 0.8
6.75
F7 V
1.51 ± 0.11
0.15 ± 0.04
58.6 ± 3.2
9.16
G5 V
0.87 ± 0.06
-0.12 ± 0.02
72.5 ± 4.0
7.74
G0
1.15 ± 0.08
0.04 ± 0.02
56.2 ± 2.7
9.63
G5 V
0.78 ± 0.06
-0.26 ± 0.03
62.5 ± 2.8
7.99
F8 V
1.13 ± 0.06
-0.17 ± 0.02
51.1 ± 2.5
8.17
F8 V
1.01 ± 0.03
0.05 ± 0.02
55.5 ± 4.6
9.42
K0 V
0.93 ± 0.07
0.25 ± 0.04

Таблица 2. Параметры планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Эксцентриситет орбиты
Период, сут.
m sin i,
масс Юпитера
HD 143105 b
0.0379 ± 0.0009
0.02 ± 0.02
2.1794 ± 0.0003
1.21 ± 0.06
HIP 109600 b
0.706 ± 0.016
0.163 ± 0.006
232.08 ± 0.15
2.68 ± 0.12
HD 35759 b
0.389 ± 0.009
0.389 ± 0.006
82.467 ± 0.019
3.76 ± 0.17
HIP 109384 b
1.134 ± 0.03
0.549 ± 0.003
499.48 ± 0.32
1.56 ± 0.08
HD 220842 b
0.740 ± 0.018
0.404 ± 0.009
218.47 ± 0.19
3.18 ± 0.15
HD 12484 b
0.297 ± 0.005
0.07 ± 0.03
58.83 ± 0.08
2.98 ± 0.14
HIP 65407 b
0.177 ± 0.005
0.14 ± 0.07
28.125 ± 0.019
0.428 ± 0.032
HIP 65407 c
0.316 ± 0.008
0.12 ± 0.04
67.30 ± 0.08
0.784 ± 0.054

Коротко о новых планетах.

HD 143105 b – типичный горячий юпитер с минимальной массой (параметром m sin i) ~1.2 масс Юпитера и орбитальным периодом ~2.2 земных суток. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации авторы открытия оценили в 14%, однако никаких следов транзита во время нижнего соединения обнаружено не было.

HIP 109600 b вращается вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G5 V. Минимальная масса планеты оценивается в 2.68 ± 0.12 масс Юпитера, гигант движется вокруг своей звезды по орбите с умеренным эксцентриситетом (~0.163) на среднем расстоянии 0.706 ± 0.016 а.е., его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

HD 35759 b – массивный (минимальная масса ~3.8 масс Юпитера) гигант на достаточно тесной эксцентричной (e ~ 0.39) орбите. Даже в апоцентре планета горячее Меркурия.

HIP 109384 b – еще один гигант на эксцентричной орбите, на этот раз достаточно широкой. Орбитальный период – 500 земных суток, эксцентриситет достигает 0.55. Освещенность между перицентром и апоцентром меняется почти в 12 раз, температурный режим меняется от промежуточного между температурными режимами Земли и Венеры до температурного режима главного пояса астероидов.

HD 220842 b – еще одна массивная (минимальная масса ~3.2 масс Юпитера) планета на эксцентричной орбите. В апоцентре ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры, в перицентре она горячее Меркурия, орбитальный период – 218 земных суток.

HD 12484 b также массивна (~3 массы Юпитера) и горяча, но ее орбита близка к круговой, а орбитальный период составляет 59 земных суток.

Наконец, у звезды HIP 65407 обнаружено сразу две планеты с массами 0.43 и 0.78 масс Юпитера, вращающиеся вокруг своей звезды с орбитальными периодами 28 и 67 земных суток по орбитам с умеренным эксцентриситетом (~0.13).


Новые планеты (показаны красными квадратами) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» на фоне других известных планет-гигантов. Линиями соединены планеты двухпланетной системы HIP 65407 и четырехпланетной системы HD 141399. Для сравнения синими треугольниками показаны Юпитер и Сатурн.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.04622.pdf

 

 

23 марта 2016
Вторая планета в системе Pr 0211
прямая ссылка на эту новость

Для глубокого понимания процессов планетообразования необходимы наблюдения планетных систем разного возраста. Возраст звезд галактического диска, пока они находятся на главной последовательности, определяется с большими погрешностями. Только для самых ярких звезд возможно более-менее точное определение их параметров (в том числе и возраста) методами астросейсмологии.

Однако для звезд, входящих в состав рассеянных звездных скоплений, картина совсем иная. Считается, что звезды рассеянного скопления родились в едином акте звездообразования из одного ядра гигантского молекулярного облака, они имеют одинаковый возраст, металличность, и отличаются только массой. Возраст рассеянного скопления определяется гораздо точнее, чем возраст звезд поля. Все это делает поиск планет у звезд рассеянных скоплений интересным и очень важным для понимания эволюции планетных систем.

Поиску планет у звезд рассеянных скоплений посвящена программа GAPS (Global Architecture of Planetary Systems = Глобальное строение планетных систем). В рамках GAPS ведутся наблюдения 60 звезд из рассеянных скоплений M 44 («Ясли»), Гиады и NGC 752. Для замеров лучевых скоростей выбранных звезд используется высокоточный спектрометр HARPS-N.

В 2012 году у двух звезд из скопления Ясли уже были обнаружены планеты – горячие юпитеры, причем одна из этих планет – как раз у звезды Pr 0211. В дальнейшем наблюдения за этой звездой продолжились. С марта 2013 по май 2015 года было получено 70 замеров лучевой скорости Pr 0211. Для анализа были использованы также данные, полученные на спектрографе TRES в январе-апреле 2012 года.

Pr 0211 – солнцеподобная звезда спектрального класса G9 V. С момента открытия планеты Pr 0211 b в 2012 году ее параметры удалось существенно уточнить. Так, масса звезды составляет 0.935 ± 0.013 солнечных масс, радиус – 0.827 ± 0.012 солнечных радиусов, возраст совпадает с возрастом скопления Ясли и оценивается в 578 ± 12 млн. лет (по оценкам других авторов – в 790 ± 30 млн. лет).

В 2012 году у Pr 0211 был обнаружен горячий юпитер с минимальной массой ~1.84 масс Юпитера и орбитальным периодом 2.1451 земных суток. Новые наблюдения подтвердили наличие этой планеты, помогли уточнить ее характеристики, а также позволили обнаружить вторую планету на широкой высокоэллиптической орбите.

Теперь строение системы Pr 0211 выглядит так.

Рядом со звездой вращается горячий юпитер Pr 0211 b. Его минимальная масса оценивается в 1.88 ± 0.02 масс Юпитера, большая полуось орбиты – в 0.03176 ± 0.00015 а.е., орбита практически круговая. Наклонение оси вращения звезды составляет 76 ± 11°, если Pr 0211 b вращается в плоскости экватора звезды, то его истинная масса составит 1.90-2.05 масс Юпитера.

Минимальная масса (параметр m sin i) внешней планеты достигает 7.95 ± 0.25 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по вытянутой орбите с эксцентриситетом 0.7 ± 0.1! Большая полуось орбиты и орбитальный период определены плохо, поскольку Pr 0211 c еще не завершила полный оборот вокруг своей звезды. Большая полуось оценивается в 5.8 +2.9/-1.4 а.е., орбитальный период 5300 +4450/-1800 земных суток. Признаков наличия других планет в полученных данных нет, но оно и не удивительно – внешняя планета, словно пылесос, или аккумулировала в себе, или своим тяготением выбросила из системы остальные тела.

Высокий эксцентриситет внешней планеты говорит о том, что система является возмущенной, претерпевшей или акт планет-планетного рассеяния, и/или взаимодействие с другой звездой или звездами скопления. Возможно, ту или иную степень возмущения демонстрируют все планетные системы рассеянных скоплений, тогда как звезды поля, покидающие скопления в возрасте менее 10 млн. лет, в большинстве своем остаются невозмущенными.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.00009.pdf

 

 

18 марта 2016
EPIC 212110888 b: транзитный горячий гигант от миссии K2
прямая ссылка на эту новость

Вопреки распространенному представлению горячие юпитеры – довольно редкий класс планет, они встречаются примерно у 1% солнцеподобных звезд. Обилие горячих гигантов, открытых за последнее десятилетие, объясняется легкостью их обнаружения. Транзитные горячие юпитеры можно искать с Земли самыми скромными инструментами, для их подтверждения не требуются совсем уж высокоточные спектрографы. Но иногда планеты этого типа попадают в поле зрения мощных космических инструментов, и тогда все их характеристики можно определить с высокой точностью.

1 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию EPIC 212110888 b – транзитному горячему юпитеру у звезды на пятой наблюдательной площадке «Кеплера». Пятая наблюдательная площадка мониторилась «Кеплером» с 27 апреля по 10 июля 2015 года. Сравнительная яркость родительской звезды (+11.88 в зеленых лучах) позволила быстро подтвердить планетную природу транзитного кандидата и изучить его характеристики. Масса кандидата была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и HDS.

Итак, EPIC 212110888 – звезда позднего спектрального класса F. Ее масса оценивается в 1.3 ± 0.1 солнечных масс, радиус достигает 1.66 ± 0.19 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.4 раза превосходит солнечную. Возраст звезды равен 2.88 ± 0.26 млрд. лет – по-видимому, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Расстояние до системы оценивается в 590 пк.

Кривая блеска EPIC 212110888 демонстрирует четкий транзитный сигнал с глубиной 0.7% и периодом 2.99565 ± 0.00002 земных суток, соответствующий планете-гиганту.

На расстоянии 0.36 угловых секунд от главной звезды находится тусклый звездный компаньон на 6.2 звездных величин слабее (в полосе H). Этот компаньон слишком тусклый, чтобы существенно загрязнить кривую блеска или чтобы объяснить с его помощью транзитный сигнал у звезды EPIC 212110888. Если звезды физически связаны, то их разделяет расстояние ~200 а.е. (в проекции на небесную сферу), причем компаньон является красным карликом с массой ~0.2 солнечных. Однако эта связь еще не доказана, для ее проверки следует убедиться, что обе звезды имеют одинаковое собственное движение.

Масса гиганта EPIC 212110888 b составляет 1.726 ± 0.085 масс Юпитера, что при радиусе 1.44 ± 0.16 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.77 +0.32/-0.21 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0445 ± 0.001 а.е. (~6.4 звездных радиуса) и эксцентриситетом 0.04 ± 0.02.

Измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита позволило определить наклонение орбиты планеты к экватору звезды – оно оказалось равным 4 ± 11°. Это означает, что планета вращается вокруг звезды примерно в плоскости ее экватора и что ее движение является проградным (прямым).

Относительная яркость родительской звезды делает EPIC 212110888 b хорошей целью для исследования свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.00638.pdf

 

 

7 марта 2016
Пять новых горячих гигантов от обзора WASP-South
прямая ссылка на эту новость

Открытием новых транзитных горячих гигантов уже никого не удивишь, их количество перевалило за две сотни. Наземные транзитные обзоры, такие, как SuperWASP, WASP-South, HATNet поставили поиск таких планет на поток. Однако при всей рутинности подобных открытий для планетологов они по-прежнему представляют интерес – трансмиссионная спектроскопия транзитных планет у ярких звезд позволяет определить физические свойства и химический состав их атмосфер, а анализ вариаций времени наступления транзитов помогает найти в этих системах дополнительные планеты.

4 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти транзитных горячих гигантов на южном небе. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение масс планет было проведено методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE. Среди новых планет четыре горячих юпитера и один горячий сатурн. Орбитальные периоды планет лежат в интервале от 2.17 до 5.75 земных суток, массы – в интервале от 0.3 до 1.2 масс Юпитера, радиусы – от 1 до 1.5 радиусов Юпитера, эффективные температуры – от 1100 до 1800К.

Таблица 1. Параметры родительских звезд

Звезда
Расстояние до звезды, пк
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Возраст звезды, млрд. лет
Металличность [Fe/H]
333 ± 29
G5
1.02 ± 0.06
1.2 ± 0.1
8.0 ± 2.5
0.14 ± 0.1
433 ± 11
F9 V
1.07 ± 0.05
1.02 ± 0.02
2.1 ± 1.4
-0.02 ± 0.11
234 ± 15
G2
1.12 ± 0.06
1.27 +0.10/-0.05
6.4 ± 1.6
0.17 ± 0.08
246 ± 7
G1 V
1.00 ± 0.03
0.90 ± 0.02
1.0 ± 0.9
0.15 ± 0.09
547 ± 21
G4
1.16 ± 0.08
1.44 ± 0.05
6.8 ± 1.8
0.29 ± 0.12

Таблица 2. Параметры планет

Планета
Большая полуось орбиты, а.е.
Период, сут.
Масса планеты, масс Юпитера
Радиус планеты, радиусов Юпитера
Средняя плотность, г/куб.см
Эффективная температура, К
WASP-119 b
0.0363 ± 0.0007
2.49979 ± 0.00001
1.23 ± 0.08
1.4 ± 0.2
0.67 ± 0.27
1600 ± 80
WASP-124 b
0.0449 ± 0.0007
3.37265
0.60 ± 0.07
1.24 ± 0.03
0.43 ± 0.05
1400 ± 30
WASP-126 b
0.0449 ± 0.0008
3.28880 ± 0.00001
0.28 ± 0.04
0.96 +0.10/-0.05
0.41 ± 0.11
1480 ± 60
WASP-129 b
0.0628 ± 0.0007
5.74815
1.0 ± 0.1
0.93 ± 0.03
1.60 ± 0.27
1100 ± 25
WASP-133 b
0.0345 ± 0.0007
2.17642
1.16 ± 0.09
1.21 ± 0.05
0.88 ± 0.09
1790 ± 40

Горячий сатурн WASP-126 b представляет особый интерес. При массе 0.28 ± 0.04 масс Юпитера его радиус достигает 0.96 +0.10/-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.41 ± 0.11 г/куб.см. При малой массе и сравнительно высокой эффективной температуре шкала высот в атмосфере этой планеты должна быть весьма велика, что делает ее привлекательной целью изучения методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.01740.pdf

 

 

1 марта 2016
Десять многопланетных систем от миссии K2
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера завершил основную миссию. С марта 2014 года он приступил к наблюдениям отдельных участков неба вдоль эклиптики в рамках расширенной миссии K2. Каждая наблюдательная площадка мониторится в течение 75-85 земных суток, после чего телескоп перенастраивается на другую площадку. Расположение площадок на небесной сфере и расписание наблюдательных компаний можно посмотреть здесь.

30 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована обширная статья, посвященная изучению десяти многопланетных систем (6 двухпланетных и 4 трехпланетных), открытых во время первых двух наблюдательных кампаний. 12 планет из 24 уже были представлены ранее, 11 анонсируются впервые, один кандидат, чей статус был не определен, получил статус планеты. В одной из систем, EPIC 204221263, массы обеих планет удалось измерить методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Все транзитные кандидаты прошли стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Так, для исключения близких затменно-переменных двойных фона на обсерватории им. Кека и Паломарской обсерватории были получены снимки окрестностей каждой из родительских звезд с применением систем адаптивной оптики. Разрешение снимков составило 0.05 угловых секунд на пиксель на Кеке и 0.1 угловых секунд на пиксель на Паломаре. Для исключения скользящих транзитов двух звезд как источников транзитных сигналов были получены высококачественные спектры родительских звезд с помощью спектрографа HIRES.


24 планеты, представленные в статье, на плоскости «орбитальный период – радиус планеты». Цвет кружков отражает массу родительских звезд (цветовая шкала справа от графика). 19 планет из 24 имеют радиусы меньше 3.8 радиусов Земли (т.е. меньше Нептуна).

Таблица 1. Параметры родительских звезд (кроме звезд, анонсированных ранее).

Звезда
Видимая звездная величина "Кеплера", Kp
Спектральный класс
Масса, солнечных масс
Радиус, солнечных радиусов
Металличность [Fe/H]
14.36
K7 V
0.61 ± 0.13
0.57 ± 0.12
-0.33 ± 0.19
14.38
K3 V
0.78 ± 0.04
0.74 ± 0.04
-0.02 ± 0.04
14.30
K3 V
0.68 ± 0.03
0.66± 0.03
-0.33 ± 0.04
11.53
K2 V
0.80 ± 0.04
0.74 ± 0.04
-0.03 ± 0.04
12.24
G3 V
0.90 ± 0.05
0.85 ± 0.04
-0.03 ± 0.04
11.21
G2 V
1.07 ± 0.05
1.10 ± 0.09
+0.28 ± 0.04
12.01
G9 V
0.87 ± 0.04
0.87 ± 0.05
0.00 ± 0.04

Таблица 2. Параметры планет (кроме планет, анонсированных ранее).

Планета
Период, сут.
Масса планеты, масс Земли
Радиус планеты, радиусов Земли
Эффективная температура, К
K2-05 b
5.7359 ± 0.0006
?
1.91 ± 0.44
565 ± 84
K2-05 c
10.932 ± 0.001
?
2.26 ± 0.62
456 ± 68
K2-08 c
5.0642 ± 0.0004
?
3.58 ± 0.71
801 ± 23
K2-08 b
10.3524 ± 0.0009
?
2.41 ± 0.33
631 ± 18
K2-16 b
7.6188 ± 0.0009
?
2.02 ± 0.24
658 ± 19
K2-16 c
19.079 ± 0.003
?
2.54 +1.12/-0.47
485 ± 14
2.5086 ± 0.0004
?
1.14 ± 0.13
1252 ± 36
EPIC 201713348 b
1.42266 ± 0.00005
?
1.32 ± 0.09
1232 ± 36
EPIC 201713348 c
5.3406 ± 0.0001
?
2.80 +0.43/-0.31
793 ± 23
EPIC 203826436 b
4.4412 ± 0.0008
?
1.61 ± 0.17
974 ± 32
EPIC 203826436 c
6.429 ± 0.0004
?
2.75 ± 0.27
861 ± 28
EPIC 203826436 d
14.092 ± 0.001
?
2.73 ± 0.36
663 ± 22
EPIC 204221263 b
4.0159 ± 0.0005
12.0 ± 2.9
1.55 ± 0.16
1184 ± 51
EPIC 204221263 c
10.561 ± 0.0009
9.9 ± 4.6
2.42 ± 0.29
858 ± 37
EPIC 205071984 b
8.9922 ± 0.0002
?
5.38 ± 0.35
769 ± 25
EPIC 205071984 c
20.656 ± 0.006
?
3.48 +0.97/-0.42
583 ± 19
EPIC 205071984 d
31.719 ± 0.002
?
3.75 ± 0.40
505 ± 16

Строение всех 10 планетных систем, представленных в статье. Системы отсортированы по периоду самой внутренней планеты (он уменьшается сверху вниз). Размеры кружков пропорциональны размерам планет. Красным цветом показана самая большая планета системы, зеленым – вторая по величине, синим – третья.

О системе EPIC 204221263, где массы планет были измерены RV-методом, я расскажу подробнее.

EPIC 204221263 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.10 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно на 19% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.21), его можно оценить в ~209 пк.

Кривая блеска EPIC 204221263 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 4.016 и 10.561 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.55 ± 0.16 и 2.42 ± 0.29 радиусов Земли, соответственно. Эффективная температура внутренней суперземли достигает 1184 ± 51К, внешнего мини-нептуна – 858 ± 37К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Для измерения массы обеих планет в период с 24 июня по 3 октября 2015 года было получено 14 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES, точность единичного замера составила 1.4-1.8 м/сек. Масса внутренней планеты оказалась равной 12.0 ± 2.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 17.5 +8.5/-6.2 г/куб.см. Масса внешней планеты равна 9.9 ± 4.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 +2.7/-1.9 г/куб.см. Таким образом можно сделать вывод, что суперземля EPIC 204221263 b является железокаменной по своему составу, а мини-нептун EPIC 204221263 c включает в себя значительную долю летучих.

Обе планеты системы
EPIC 204221263 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Черными квадратами для сравнения показаны планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун.

Расширенная миссия K2 в выгодную сторону отличается от основной миссии «Кеплера» тем, что в ее рамках для наблюдений выбираются более яркие звезды. Из 10 звезд, указанных в статье, 7 оказываются ярче 13 звездной величины, что позволяет измерить или хотя бы надежно оценить массы планет методом измерения лучевых скоростей. Кроме того, близость многих пар планет к орбитальному резонансу низкого порядка (3:2, 2:1 и т.д.) дает надежду в дальнейшем измерить их массы методом тайминга транзитов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.09213.pdf

 

 

25 февраля 2016
Измерены массы и средние плотности десяти небольших планет «Кеплера»
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера за время основной миссии обнаружил около 4.7 тысяч транзитных кандидатов в планеты, планетная природа 1039 из них уже подтверждена тем или иным способом. Большинство кандидатов имеют радиусы в интервале от 1 до 3 радиусов Земли. Изучение таких планет (мини-нептунов и суперземель) особенно интересно, поскольку они не имеют аналогов в Солнечной системе.

Массу некоторых небольших планет «Кеплера» удалось определить методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, однако большинство из них подтверждено лишь статистически (т.е. они прошли процедуру валидации, но не достоверного подтверждения). Их масса, а значит – средняя плотность и химический состав – до сих пор остаются неизвестными. К сожалению, родительские звезды большинства планет «Кеплера» слишком тусклы, чтобы их лучевые скорости могли быть измерены с достаточной точностью, а значит, для них RV-метод определения массы планет начинает буксовать.

К счастью, есть еще один способ, позволяющий оценивать массы планет даже у тусклых звезд. Если две планеты, вращающиеся вокруг одной звезды, близки к орбитальному резонансу низкого порядка (иначе говоря, если их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа, например, 1:2, 2:3, 1:3 и т.п.), они возмущают движение друг друга достаточно сильно, чтобы времена наступления транзитов заметно отклонялись от строгой периодичности. Анализируя вариации времени наступления транзитов, можно оценить (а иногда и довольно точно измерить) массы взаимодействующих планет. Этот метод (его называют методом тайминга транзитов) хорош тем, что он работает и для тусклых звезд, но плох тем, что он подходит лишь для планет с орбитальным резонансом низкого порядка (например, в Солнечной системе таких планет нет).

7 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс 18 планет в 8 многопланетных системах. Массы 10 планет были определены довольно точно, массы оставшихся 7 только оценены, один кандидат вообще не показал никакого TTV-сигнала. Интересно, что все планеты с измеренными массами оказались меньше Нептуна, но больше Земли – их радиусы лежат в интервале от 1.3 до 3.5 радиусов Земли. Массы этих планет также оказались промежуточными – от 3 до 8 масс Земли. Эта работа в очередной раз подтвердила широчайшее разнообразие свойств планет – планеты с массой в несколько масс Земли могут быть и очень плотными, и весьма рыхлыми.

Таблица. Свойства планет

Планета
Период, сут.
Масса планеты,
масс Земли
Радиус планеты,
радиусов Земли
Средняя плотность, г/куб.см
a/Rэф
12.27964
5.1 ± 0.6
2.78 ± 0.11
1.26 +0.21/-0.19
0.36
17.25594
6.2 ± 0.65
2.72 ± 0.12
1.61 +0.27/-0.22
0.46
10.33925
4.5 ± 1.4
3.35 ± 0.22
0.65 +0.27/-0.23
0.102
13.28687
4.0 ± 1.3
3.14 ± 0.20
0.70 +0.29/-0.25
0.12
7.13335
4.2 ± 0.6
1.71 ± 0.13
4.6 +1.4/-1.1
0.056
8.91866
3.85 ± 0.8
1.90 ± 0.15
3.1 +1.1/-0.9
0.065
11.89806
4.2 ± 0.8
1.99 ± 0.16
2.9 +1.0/-0.8
0.079
5.41187
3.7 ± 2.0
2.22 ± 0.11
1.9 ± 1.0
0.066
7.12618
4.6 ± 0.9
1.31 ± 0.07
11.2 +3.0/-2.6
0.079
10.42080
7.4 ± 0.9
2.43 ± 0.09
2.6 +0.4/-0.3
0.13
13.07285
3.65 ± 0.6
2.20 ± 0.07
1.7 ± 0.3
0.15
Планеты с неточными TTV-решениями
7.2040
5.1 +2.1/-1.9
2.35 ± 0.09
2.0 +0.9/-0.8
0.156
10.9123
3.3 +1.4/-1.3
2.06 ± 0.09
1.9 +0.9/-0.8
0.205
5.72947
23 +10/-8
1.88 ± 0.14
16.7 +8.8/-7.0
0.085
11.60653
5.7 +2.5/-2.0
1.39 ± 0.10
9.7 +5.8/-4.3
0.137
36.85904
7.2 +1.3/-1.1
4.04 ± 0.29
0.51 ± 0.11
0.146
49.40962
18.4 +3.9/-3.5
9.77 ± 0.68
0.09 ± 0.02
0.177


Десять планет с хорошо определенными массами (показаны черными пустыми кружками с оранжевым диапазоном погрешностей) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет известной массы.

Как мы видим, радиусы и средние плотности планет с массой 3-5 земных могут отличаться в несколько раз, отражая различный состав таких планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.02003.pdf

 

 

20 февраля 2016
MOA-2013-BLG-605L b: первый холодный аналог Нептуна
прямая ссылка на эту новость

В настоящее время есть только один метод, способный обнаруживать небольшие холодные планеты у других звезд – это метод гравитационного микролинзирования. Однако у него есть важный недостаток – он дает вырожденные решения. Одной и той же кривой блеска обычно соответствует несколько решений, и определять, какое из них истинное, приходится независимыми методами. Часто приходится ждать десяток лет и более, пока звезда-источник и звезда-линза разойдутся на небесной сфере достаточно, чтобы их можно было разрешить на крупнейших оптических телескопах и тем самым независимо определить параметры звезды-линзы.

1 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию небольшой планеты, находящейся далеко за снеговой линией и имеющей температурный режим Нептуна или даже пояса Койпера. Отношение масс планеты и родительской звезды составило (3.6 ± 0.7)·10-4. На данный момент полученной кривой блеска соответствуют три различных решения. Первое решение соответствует нептуну массой 21 ± 7 масс Земли, удаленному на 4.6 +4.7/-1.2 а.е. от красного карлика массой 0.19 ± 0.06 солнечных масс. В этом случае температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Нептуна. Второе решение представляет собой мини-нептун массой 7.9 +1.8/-1.2 масс Земли, удаленный на 2.1 +1.0/-0.2 а.е. от тяжелого коричневого карлика массой 0.068 +0.019/-0.011 солнечных масс. Третье решение еще легче – планета оказывается суперземлей массой 3.2 +0.5/-0.3 масс Земли у легкого коричневого карлика массой 0.025 ± 0.005 солнечных масс, их разделяет 0.94 +0.67/-0.02 а.е. Эффективные температуры планет в момент их формирования оцениваются в ~26, ~13 и ~7К, соответственно, что делает MOA-2013-BLG-605L b самой холодной планетой, известной на данный момент.

Через несколько лет можно будет попробовать найти звезду-линзу на снимках космического телескопа им. Хаббла или наземных телескопов, оснащенных системой адаптивной оптики. Если линза окажется красным карликом, ее можно будет обнаружить. Необнаружение линзы будет означать, что перед нами очень тусклый коричневый карлик (а значит, верно либо второе, либо третье решение).

Эффективность обнаружения небольших холодных планет очень низка даже для метода гравитационного микролинзирования. Геометрическая вероятность того, что фоновая звезда пройдет через каустику планеты (только в этом случае гравитационное влияние планеты даст дополнительный пик на кривой блеска), обычно порядка 0.01, но для таких удаленных планет, как MOA-2013-BLG-605L b, она падает до 0.001. Поэтому открытие этой планеты говорит о широкой распространенности холодных нептунов. По-видимому, небольшие планеты, расположенные в 10 раз дальше снеговой линии, столь же распространены, как и планеты, в несколько раз более близкие к своей звезде.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00134.pdf

 

 

12 февраля 2016
Внешняя планета в системе HD 7449 оказалась маломассивной звездой
прямая ссылка на эту новость

Метод поиска внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд имеет важный недостаток. Он не позволяет найти истинную массу планеты, а только произведение массы на синус угла наклона орбиты к лучу зрения (параметр m sin i). Если наклонение орбиты планеты неизвестно (а именно так и бывает в большинстве случаев), мы в состоянии определить только минимальную, или проективную, массу, которая может существенно отличаться от истинной. При малых углах наклона, когда орбита наблюдается практически плашмя, истинная масса планеты может оказаться во много раз больше минимальной, а сама планета может оказаться коричневым карликом или маломассивной звездой.

В июле 2011 года Женевская группа объявила об открытии двух эксцентричных планет у солнцеподобной звезды HD 7449. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 7449 b составила ~1.1 масс Юпитера, орбитальный период – ~1275 земных суток, большая полуось орбиты – 2.3 а.е., эксцентриситет орбиты достигал значения 0.82! Минимальную массу внешней планеты HD 7449 c довольно неуверенно оценили в ~2 масс Юпитера, орбитальный период – в 11 лет, эксцентриситет орбиты оказался близок к 0.5. Высокие эксцентриситеты орбит обеих планет говорили о бурной динамической истории этой системы.

5 и 22 ноября 2014 года звезду HD 7449 наблюдали на телескопе им. Магеллана в Чили с помощью системы адаптивной оптики. На расстоянии 0.54 угловых секунд от главной звезды был обнаружен тусклый источник на 8.8 звездных величин слабее (в красных лучах). В инфракрасном диапазоне разница в блеске оказалась меньше (6.5 звездных величин в лучах с длиной волны 0.91 мкм и 5.1 – в лучах с длиной волны 1.65 мкм). Как оказалось, обе звезды имеют близкое собственное движение и почти наверняка являются гравитационно связанными. Судя по показателям цвета, компаньон звезды HD 7449A является красным карликом спектрального класса M4-M5 с массой ~0.2 солнечных масс, он получил наименование HD 7449 B.

Лучевые скорости звезды HD 7449 измеряются уже более 15 лет на разных телескопах и с разной точностью. Заново проанализировав ряды наблюдений (в том числе учтя замеры, полученные после 2011 года), исследователи обнаружили, что они хорошо описываются сочетанием колебаний, наведенных внутренней планетой HD 7449A b, и дополнительным линейным дрейфом, вызванным звездой HD 7449B. Таким образом, внешней планеты HD 7449 c не существует.

Орбитальные параметры и масса звезды-компаньона пока определены плохо. Из величины дрейфа лучевой скорости HD 7449A можно вывести, что масса второй звезды составляет 0.23 +0.22/-0.05 солнечных масс, орбитальный период достигает 65.7 +227/-56 земных лет, большая полуось орбиты – 17.9 +32/-12.9 а.е., эксцентриситет орбиты не превышает 0.5. Будущие прецизионные измерения положения компаньона и замеры лучевой скорости главной звезды HD 7449A позволят существенно уточнить все параметры этой системы.

Открытие звезды HD 7449B непринужденно объясняет высокий эксцентриситет планеты HD 7449A b механизмом Козаи-Лидова. Моделирование динамической устойчивости этой системы показало, что взаимное наклонение орбит планеты и звезды может превышать 38°.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.04540.pdf

 

 

11 февраля 2016
K2-25 b: очень теплый нептун у молодого красного карлика из скопления Гиады
прямая ссылка на эту новость

Раз возникнув, планетные системы не остаются неизменными – они эволюционируют, планеты меняют свои орбиты в результате миграции или планет-планетного рассеяния, первичные атмосферы планет земного типа улетучиваются в космос, их место занимают вторичные атмосферы, и т.п. Особенно бурные изменения с планетами и планетными системами происходят в первые сотни миллионов лет после их образования. Чтобы понять закономерности эволюции, ученые стремятся изучать планетные системы разного возраста. Так, обнаружение планет-гигантов у новорожденных звезд показало, что газовые планеты образуются очень быстро – буквально за 1-2 млн. лет.

Особенно информативным оказывается изучение планетных систем у звезд, входящих в состав рассеянных звездных скоплений, поскольку возраст скоплений определяется довольно точно (много точнее, чем возраст звезд главной последовательности галактического диска). Космический телескоп им Кеплера в рамках расширенной миссии K 2 уже наблюдал рассеянные скопления разного возраста (совсем молодую ассоциацию Верхний Скорпион, Плеяды, Гиады и Ясли). В дальнейшем эти наблюдения продолжит космический телескоп TESS, чей запуск ожидается в 2017 году.

17 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного очень теплого нептуна K2-25 b. Планета вращается вокруг молодого красного карлика, входящего в рассеянное скопление Гиады. Мониторинг наблюдательной площадки, включающей в себя Гиады, проводился с 8 февраля по 20 апреля 2015 года, т.е. в течение 71 суток.

K2-25 (EPIC 210490365) – красный карлик спектрального класса M4.5 V. Его масса оценивается в 0.294 ± 0.021 солнечных масс, радиус – в 0.295 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.84% светимости Солнца. Звезда расположена всего в 3.5 пк от центра рассеянного скопления Гиады и с вероятностью 99% является его членом. Возраст звезды (как и всего скопления) составляет 650-800 млн. лет. В полном согласии со своим молодым возрастом K2-25 быстро вращается – она делает один оборот вокруг своей оси всего за 1.88 земных суток.

Кривая блеска звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 3.48455 земных суток и глубиной около 1%. Чтобы убедиться в планетной природе сигнала, авторы открытия провели стандартную процедуру валидации – т.е. исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. В частности, наблюдения с помощью системы адаптивной оптики на 10-метровом телескопе Кек II показали, что на расстоянии менее 5 угловых секунд от K 2-25 нет звезд, способных загрязнить кривую блеска. Это исключает затменно-переменные двойные фона как причину транзитного сигнала.

Радиус планеты K2-25 b оценивается в 3.43 +0.95/-0.31 радиусов Земли, т.е. перед нами нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.27 +0.16/-0.21 (не исключена и круговая орбита). Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Низкий блеск звезды K2-25 (ее видимая звездная величина +15.88) не позволил измерить массу K2-25 b методом измерения лучевых скоростей, был получен только верхний предел – 3 массы Юпитера (с достоверностью 5 сигма).

Сравнительно большая глубина транзита делает эту планету привлекательной целью для исследования атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.


Планета K2-25 b (показана красным цветом) на плоскости «масса родительской звезды – радиус планеты» и «уровень освещенности – радиус планеты». Черным цветом показаны транзитные планеты Кеплера, синим – планеты, обнаруженные наземными обзорами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00483.pdf

 

 

3 февраля 2016
KOI-2939 b: самая долгопериодическая планета, вращающаяся вокруг пары звезд
прямая ссылка на эту новость

Довольно долгое время господствовало мнение, что в системах двойных или кратных звезд нет планет. Однако многочисленные наблюдения, проведенные за последние полтора десятка лет, показали, что это не так. В широких звездных парах планеты могут вращаться вокруг одного из компонентов пары, такие системы получили название S-систем. Если звездная пара тесная, планеты могут вращаться вокруг нее как вокруг единого объекта, такие системы называются P-системами. Планеты в P-системах сначала были найдены у затменно-переменных двойных звезд по периодическим отклонениям времени наступления звездных затмений, а в 2011 году была обнаружена первая транзитная планета такого рода (Kepler-16 b). К настоящему моменту известно десять транзитных экзопланет в восьми P-системах.

Численное моделирование образования тесных двойных звезд показало, что такие системы должны быть широко распространены, причем чаще всего плоскости орбит звездной пары и планет оказываются примерно компланарны (взаимный наклон не превышает нескольких градусов).

1 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты-гиганта KOI-2939 b, вращающейся вокруг тесной затменно-переменной звезды KOI-2939 (KIC 5473556).

Двойная KOI-2939 включает в себя два компонента. Главный компонент – F-звезда массой 1.22 ± 0.01 солнечных масс, радиусом 1.790 ± 0.006 солнечных радиусов и температурой фотосферы 6210 ± 100К. Второй компонент – G-звезда массой 0.968 ± 0.004 солнечных масс, радиусом 0.966 ± 0.006 солнечных радиусов и температурой фотосферы 5770 ± 125К. Светимость второго компонента составляет 21 ± 2% от светимости первого. Звезды вращаются вокруг общего центра масс по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1276 ± 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.1602 ± 0.0004, и делают один оборот за 11.2588 земных суток. Поскольку наклонение орбиты звездной пары составляет 87.93°, на каждом обороте звезды частично затмевают друг друга, что приводит к появлению на кривой блеска глубоких V-образных провалов глубиной ~20% и ~17%.

Возраст системы оценивается в 4.4 ± 0.25 млрд. лет.

На расстоянии 2.89 ± 0.14 угловых секунд от двойной KOI-2939 расположена еще одна звезда на 2.2 звездных величин слабее (в спектральной полосе J). Пока не ясно, являются ли компоненты физически связанными или случайно проецируются рядом на небесную сферу, однако авторы открытия оценивают вероятность случайного наложения всего в 1.1%. Таким образом, KOI-2939, скорее всего, оказывается иерархической тройной звездой.

Более внимательное изучение кривой блеска показало небольшое (0.1-0.14 минут) регулярное отклонение наступления моментов звездных затмений от простого линейного закона, что говорило о наличии в этой системе планеты-гиганта, возмущающего движение звезд. Кроме того, в первом наблюдательном квартале было обнаружено единичное транзитное событие, наложившееся на звездный транзит и соответствующее планете-гиганту, а в конце 13-го наблюдательного квартала – еще два. В первом случае планета прошла по диску второго компонента пары, во втором случае – по дискам обеих звезд. Орбитальный период транзитной планеты составил 1107.6 земных суток, в течение основной миссии Кеплера она завершила только один оборот вокруг KOI-2939. Следующее транзитное событие ожидается 15 июля 2018 года, возможно, его сможет наблюдать космический телескоп TESS.


Взаимное расположение двух звезд и планеты во время первого транзитного события (в начале 1-го наблюдательного квартала «Кеплера») и двух вторых (в конце 13-го квартала). Звезды показаны в одном масштабе, радиус планеты для наглядности увеличен вдвое.

Радиус гиганта KOI-2939 b составляет 1.06 ± 0.01 радиусов Юпитера. Массу планеты оценили методом тайминга звездных затмений, она оказалась равной 1.52 ± 0.65 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг звездной пары по близкой к круговой орбите с большой полуосью 2.721 ± 0.007 а.е. и эксцентриситетом 0.06 ± 0.07, и делает один оборот за 1107.59 ± 0.02 земных суток.

Моделирование движения тел в этой системе показало, что орбита планеты совершает прецессию с периодом ~7040 лет, причем транзитной (с точки зрения земного наблюдателя) она является только около 5.8% этого срока.

В среднем планета получает от родительской пары звезд 71 ± 6% той энергии, что получает Земля от Солнца. Иначе говоря, температурный режим KOI-2939 b является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса, планета попадает в обитаемую зону своей системы. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Обитаемая зона в системе
KOI-2939 (показана зеленым цветом). Орбита планеты отрисована белым цветом. Красный кружок – граница динамической устойчивости планетных орбит.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00189v1.pdf

 

 

28 января 2016
HD 33844: две планеты-гиганта в резонансе 3:5
прямая ссылка на эту новость

Известно, что массы родительских звезд заметно влияют на свойства своих планетных систем. Планетные системы солнцеподобных звезд существенно отличаются от планетных систем как красных карликов, так и звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс). Поэтому так важен поиск планет у звезд самой разной массы – это помогает лучше понять процесс планетообразования во всех его деталях.

Находясь на главной последовательности, звезды промежуточной массы имеют спектральный класс A. Они быстро вращаются, а их спектры лишены четких узких линий. Все это сильно затрудняет точное измерение лучевой скорости таких звезд, а значит – и поиск рядом с ними планет. Однако после схода с главной последовательности внешние оболочки A-звезд расширяются, их температура падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому поиск планет у звезд с массой 1.5-3 солнечных ведется уже после их превращения в оранжевые и красные гиганты.

Тихоокеанский планетный обзор (Pan-Pacific Planet Search, PPPS) с 2009 года ведет поиск планет у 170 красных гигантов южного неба. Мониторинг лучевых скоростей проводится на 3.9-метровом Англо-Австралийском телескопе с помощью спектрографа UCLES. Средняя точность единичного замера составляет 2.1 м/с.

23 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию в рамках PPPS двух планет-гигантов у оранжевого гиганта HD 33844. Помимо данных, полученных спектрографом UCLES, авторы открытия использовали для анализа замеры лучевой скорости этой звезды, полученные спектрографом HIRES (точность единичного замера 1.3 м/с), и 11 замеров, сделанных спектрографом FEROS (точность единичного замера 3.9 м/с).

Итак, HD 33844 (HIP 24275) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 101 ± 6.5 пк. Его масса оценивается в 1.78 ± 0.18 солнечных масс, радиус – в 5.3 ± 0.4 солнечных радиусов, светимость примерно в 14 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе солнечного вещества. Возраст HD 33844 составляет 1.88 +0.76/-0.48 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 33844 b составляет 1.96 ± 0.12 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.60 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.07, и делает один оборот за 551.4 ± 7.8 земных суток. Из-за высокой светимости звезды температурный режим внутренней планеты оказывается близким к температурному режиму Меркурия.

Минимальная масса внешней планеты HD 33844 c оценивается в 1.75 ± 0.18 масс Юпитера. Ее орбитальный период – 916 ± 30 земных суток, большая полуось орбиты – 2.24 ± 0.05 а.е., эксцентриситет также невелик – 0.13 ± 0.1. Температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы открытия промоделировали движение обеих планет на протяжении миллиона лет и нашли, что система является динамически устойчивой (ее стабилизирует орбитальный резонанс 5:3).


Планеты из многопланетных систем у звезд промежуточной массы на плоскости «минимальная масса планеты – масса звезды». Планеты системы HD 33844 показаны красными кружками.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.07316.pdf

 

 

26 января 2016
MOA 2011-BLG-028L b: тяжелый нептун в балдже Галактики
прямая ссылка на эту новость

Теория формирования планет путем аккреции на ядро предсказывает, что планеты-гиганты и нептуны должны формироваться за снеговой линией, там, где плотность пыли в протопланетном диске скачком возрастает в несколько раз из-за конденсации водяного пара в ледяные пылинки. За прошедшие два десятилетия было открыто множество таких планет глубоко внутри снеговой линии, однако считается, что они оказались там в результате миграции в протопланетном диске или планет-планетного рассеяния. Как предсказывают теоретические модели, большая часть массивных планет не подверглась существенной миграции и по-прежнему вращается вокруг своих звезд по орбитам, лежащим за снеговой линией. Однако наиболее популярные методы поиска внесолнечных планет (транзитный метод и метод измерения лучевых скоростей родительских звезд) имеют крайне низкую эффективность в поиске планет на широких орбитах. Таким образом, внешние области планетных систем (лежащие далее 3-4 а.е. от родительских звезд) оказываются практически неисследованными.

На помощь приходит метод гравитационного микролинзирования. Чувствительность этого метода, напротив, наиболее велика для планет, находящихся на расстоянии порядка радиуса Эйнштейна для своих звезд (для типичных масс звезд и расстояний до балджа Галактики этот радиус оказывается равным ~2-4 а.е.). Тем самым метод гравитационного микролинзирования лучше всего подходит для поиска планет, расположенных за снеговой линией – там, где другие методы поиска начинают буксовать.

Анализ данных, полученных микролинзовыми обзорами, показал, что 38 +31/-22 % звезд Галактики имеют холодные суперземли или нептуны в диапазоне расстояний 1.6-4.3 а.е. (заметим, наше Солнце в их число не входит).

10 декабря 2015 года в архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой планеты, расположенной за снеговой линией – тяжелого нептуна MOA-2011-BLG-028L b.

Событие микролинзирования MOA-2011-BLG-028 было замечено обзором MOA в марте 2011 года. Увеличение яркости фоновой звезды также наблюдал обзор OGLE. Максимум блеска был достигнут 22 апреля 2011 года. Данное событие оказалось не слишком эффектным – яркость звезды-источника выросла только на 0.4 звездные величины. Малая величина усиления не позволила определить многие тонкие эффекты, например, микролинзовый параллакс, это, в свою очередь, привело к большим погрешностям в определении параметров системы.

Масса звезды-линзы оценивается в 0.75 +0.35/-30 солнечных масс, т.е. скорее всего это звезда главной последовательности спектрального класса K. Расстояние до системы-линзы составляет 7.4 +0.5/-0.6 кпк, система расположена в балдже Галактики. На расстоянии 4.14 ± 0.64 а.е. от звезды (в проекции на небесную сферу) находится планета массой 30 +16/-12 масс Земли, т.е. нептун или легкий субсатурн. Температурный режим новой планеты грубо соответствует температурным режимам Юпитера и Сатурна. Отношение масс планеты и звезды измерено более точно и составляет (1.2 ± 0.2)·10-4.

Ожидаемая видимая звездная величина звезды-линзы в полосе Ks – +19.0 ± 1.4, она на 6 звездных величин слабее звезды-источника – красного гиганта с видимой звездной величиной +13 (в той же спектральной полосе). В настоящее время угловое расстояние между звездами еще слишком мало, чтобы их можно было разрешить, однако лет через 10 они удалятся друг от друга достаточно, чтобы наблюдаться по отдельности. Таким образом будущие наблюдения позволят существенно уточнить параметры как звезды-линзы, так и ее планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.03422.pdf

 

 

19 января 2016
HD 32963 b: аналог Юпитера у солнцеподобной звезды
прямая ссылка на эту новость

Исследования внесолнечных планетных систем, проведенные в последние два десятилетия, показали их широчайшую распространенность и удивительное разнообразие. Как оказалось, Солнечная система отнюдь не является типичной. Были обнаружены не только планеты, не имеющие аналога в Солнечной системе (например, горячие юпитеры или суперземли), но и планетные системы самой необычной архитектуры.

В связи с этим возникает вопрос – насколько уникальным является строение нашей планетной системы? Есть ли в Галактике другие системы, похожие на Солнечную, и если есть, то насколько они распространены?

Если бы мы изучали Солнечную систему издалека современными средствами, например, методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, мы могли бы обнаружить в ней Юпитер, и на пределе возможного – Сатурн. Небольшие планеты земной группы слишком слабо влияют на Солнце, чтобы быть замеченными при той точности замеров лучевой скорости, что дают даже лучшие современные спектрографы. Поэтому принято считать похожими на Солнечную те планетные системы, что включают в себя планеты-гиганты на широких (большая полуось больше 3 а.е.) орбитах с малым эксцентриситетом, но при этом лишены массивных планет на более тесных орбитах. Об открытии одной из таких систем объявил недавно Ликский обзор.

HD 32963 (HIP 23884) удалена от нас на 36.4 ± 1 пк. Это сравнительно близкая и яркая (+7.6) солнцеподобная звезда, чья масса, радиус и возраст близки к солнечным. Звезда наблюдалась на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES в течение почти 16 лет (5838 суток). Всего было получено 109 замеров ее лучевой скорости, точность единичного замера составила 1-2 м/сек для разных ночей. Анализ полученных данных позволил уверенно обнаружить планету-гигант на широкой орбите.

Минимальная масса (параметр m sin i ) планеты HD 32963 b оценивается в 0.70 ± 0.03 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 3.41 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.04, и делает один оборот за 2372 ± 26 земных суток. Кроме того, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф 0.22 ± 0.07 м/сек в год, говорящий о наличии в этой системе еще одной планеты на еще более широкой орбите.

Авторы открытия попробовали оценить распространенность таких систем, основываясь на мониторинге лучевых скоростей нескольких сотен звезд, уже более десяти лет наблюдаемых на Кеке. Считая аналогами Юпитера планеты с орбитальными периодами от 5 до 15 лет, величиной большой полуоси орбит от 3 до 6 а.е., эксцентриситетом орбиты менее 0.3 и массой от 0.3 до 3 масс Юпитера, они нашли, что их распространенность у солнцеподобных звезд близка к 3%. Иначе говоря, строение нашей Солнечной системы является сравнительно редким, хотя и не уникальным.


Экзопланеты, открытые к августу 2015 года, на плоскости «орбитальный период – масса». Красным цветом показаны планеты, обнаруженные методом лучевых скоростей, синим цветом – транзитные планеты, зеленым – планеты, найденные на ИК-снимках, оранжевым – планеты, найденные методом гравитационного микролинзирования. Для сравнения черным цветом показаны Юпитер и Сатурн, а также новая планета HD 32963 b . Черная рамка очерчивает область планет – аналогов Юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00417.pdf

 

 

14 января 2016
Три планеты у близкого красного карлика GJ 628
прямая ссылка на эту новость

Данные, полученные космическим телескопом им Кеплера, показали широчайшую распространенность небольших планет у маломассивных звезд, причем многие из них входят в состав многопланетных систем. Близкие (и оттого сравнительно яркие) спокойные красные карлики являются идеальной целью для поиска таких планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. С одной стороны, в спектрах красных карликов многочисленны четкие узкие линии, что позволяет измерять их лучевые скорости с высокой точностью. С другой стороны, небольшая масса этих звезд делает гравитационное влияние их планет более заметным. Наконец, из-за низкой светимости обитаемые зоны вокруг красных карликов расположены близко к звездам, так что планеты, находящиеся в обитаемых зонах, имеют орбитальные периоды короче ста земных суток.

Одна из программ поиска маломассивных планет у сравнительно близких красных карликов реализуется на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS. Точность измерения лучевых скоростей сравнительно ярких звезд на HARPS превышает 1 м/сек. Мониторингом охвачено более ста близких красных карликов, причем наблюдения ведутся уже более десятилетия. В рамках этой программы уже открыто несколько многопланетных систем.

16 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы австралийских астрономов, посвященная открытию трех планет у близкого красного карлика GJ 628. Наблюдения этой звезды ведутся 10.3 лет, всего было получено 148 замеров лучевой скорости.

Итак, GJ 628 (Wolf 1061, HIP 80824) – красный карлик спектрального класса M3 V, расположенный от нас на расстоянии 4.29 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.25 солнечных масс, радиус – в 0.26 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.787% от светимости Солнца. Это очень спокойная звезда с низким уровнем хромосферной активности.

Минимальная масса (параметр m sin i) самой внутренней планеты Wolf 1061 b составляет всего 1.36 ± 0.23 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.03551 ± 0.00001 а.е. и делает один оборот за 4.887 ± 0.001 земных суток, ее температурный режим соответствует температурному режиму Меркурия.

Средняя планета системы Wolf 1061 c существенно массивнее – ее минимальная масса составляет 4.25 ± 0.37 масс Земли. Планета находится на слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.08427 ± 0.00004 а.е. и эксцентриситетом 0.19 ± 0.13, ее орбитальный период 17.867 ± 0.011 земных суток. Температурный режим средней планеты близок к температурному режиму Земли! Впрочем, на ее потенциальную обитаемость надежд немного – из-за большей массы и более протяженной и плотной атмосферы, создающей сильный парниковый эффект, эта планета должна быть скорее влажным аналогом Венеры.

Наконец, внешняя планета Wolf 1061 d обладает еще большей минимальной массой (5.21 ± 0.68 масс Земли) и, скорее всего, является океанидой или мини-нептуном. Эксцентриситет ее орбиты достаточно велик – 0.32 ± 0.16. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.2039 ± 0.0002 а.е. и делает один оборот за 67.27 ± 0.12 земных суток, ее температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима внешней части пояса астероидов.

Авторы открытия оценили геометрическую вероятность транзитов всех трех планет – она составляет (от внутренней планеты к внешней) 14%, 5.9%, 2.6%. Глубина транзитов внешних планет может быть достаточно велика для того, чтобы их можно было наблюдать с Земли. В начале 2016 года авторы планируют провести наблюдения возможных транзитов совместно с наземными транзитными обзорами MEarth и MINERVA.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.05154.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