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

17 февраля 2017
HAT-P-65 b и HAT-P-66 b: рыхлые горячие гиганты у G-звезд
прямая ссылка на эту новость

Многие горячие гиганты сильно раздуты, причем степень этой раздутости коррелирует с их эффективной температурой. До недавнего времени было неясно, является ли эта раздутость реликтом эпохи формирования горячего гиганта, или же изначально компактная планета раздувается при увеличении уровня инсоляции. Исследование, проведенное Дж. Хартманом (J. D. Hartman) с коллегами из наземного транзитного обзора HATNet, полностью подтверждает вторую точку зрения.

В декабре 2016 года в The Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию двух сильно раздутых горячих юпитеров, вращающихся у звезд, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Кроме представления новых планет, авторы статьи во главе с Хартманом показали, что радиусы горячих гигантов коррелируют с их эволюционным возрастом (т.е. отношением реального возраста к полному времени жизни). Это почти однозначно свидетельствует в пользу гипотезы, что планеты-гиганты раздуваются при увеличении инсоляции.

Обзор HATNet основан на фотометрических замерах, получаемых шестью одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой 11 см. Четыре телескопа расположены на обсерватории им. Фреда Лоуренса Уипла (FLWO) в Аризоне, еще два – на крыше ангара субмиллиметрового телескопа на горе Мауна-Кеа, Гавайи. Каждый телескоп имеет поле зрения 10.6х10.6°, мониторинг одной площадки ведется по 3 месяца. Наблюдательная стратегия оптимизирована под поиск горячих юпитеров (планет-гигантов с орбитальным периодом в несколько земных суток).

После обнаружения транзитных кандидатов звезды наблюдались на 1.2-метровом телескопе (камера KeplerCam) обсерватории им. Уипла, дающем более высокую точность фотометрии. Подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES и SOPHIE.

Звезда HAT-P-65 удалена от нас на 841 ± 45 пк. Ее спектральный класс – G2, масса оценивается в 1.21 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.86 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 3.59 ± 0.4 раза превышает светимость Солнца. Звезда уже сошла с главной последовательности, ее возраст составляет 5.46 ± 0.61 млрд. лет.

При массе 0.53 ± 0.08 масс Юпитера радиус планеты HAT-P-65 b достигает 1.89 ± 0.13 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности – всего 0.096 ± 0.025 г/куб.см (в ~10.4 раза меньше плотности воды!) Этот раздутый газовый гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (e < 0.3) на среднем расстоянии 0.0395 ± 0.0005 а.е. (~4.57 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.60546 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1930 ± 45К.

HAT-P-66 расположена еще дальше – до нее 927 +75/-49 пк. Ее спектральный класс – G0, масса оценивается в 1.25 +0.11/-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.88 +0.15/-0.10 солнечных радиусов, светимость примерно в 4.1 раза превышает солнечную. Эта звезда также недавно покинула главную последовательность, ее возраст составляет 4.66 +0.52/-1.12 млрд. лет.

Масса планеты HAT-P-66 b достигает 0.78 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.59 +0.16/-0.10 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.242 +0.045/-0.061 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.09) на среднем расстоянии 0.0436 +0.0012/-0.0006 а.е. (~5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.97209 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1896 ± 66К.

Обе планеты оказываются одними из крупнейших на данный момент.

На диаграмме ниже показаны звезды, имеющие горячие гиганты (планеты с радиусами больше 0.5 радиусов Юпитера и орбитальными периодами менее 10 суток). Звезды, имеющие планеты с радиусами менее 1.5 радиусов Юпитера, показаны красным цветом, а имеющие планеты с радиусами более 1.5 радиусов Юпитера – синим цветом. Нижняя линия на всех графиках обозначает положение звезд возрастом 200 млн. лет, верхняя – положение звезд возрастом 13.7 млрд. лет или (для более массивных звезд) проживших 90% своей жизни. Хорошо видно, что подавляющее большинство раздутых планет вращается вокруг горячих и/или заметно проэволюционировавших звезд.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/6/182/pdf

 

 

16 февраля 2017
Экзопланетный обзор Лик-Карнеги подводит итоги 20 лет работы
прямая ссылка на эту новость

14 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована обзорная статья, посвященная результатам 20 лет работы экзопланетного обзора Лик-Карнеги (Lick-Carnegie Exoplanet Survey, LCES). Обзор ищет внесолнечные планеты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью высокоточного спектрографа HIRES, установленного на 10-метровом телескопе Кек I на Гавайях.

В рамках обзора был проведен мониторинг 1624 звезд спектральных классов от F5 до M6, сделано 60 949 замеров лучевых скоростей со средней точностью 2-3 м/с. Обнаружено 357 периодических RV-сигналов с постоянным периодом и фазой, не связанных с проявлениями звездной активности. Из этих 357 кандидатов 225 уже были ранее представлены как планеты, 60 – «сильные», но еще не опубликованные кандидаты, в настоящее время проходящие фотометрическую проверку для исключения влияния собственной звездной активности, и 54 – тоже сильные кандидаты, однако нуждающиеся в дальнейшем накоплении замеров лучевых скоростей для упрочнения своего статуса. 18 RV-сигналов после тщательного анализа были признаны проявлениями внутренней активности звезд.


Звезды, наблюдаемые обзором Лик-Карнеги (показаны красным цветом), на диаграмме Герцшпрунга-Рессела среди других звезд, находящихся ближе 100 пк.

Обзор Лик-Карнеги начал работу в 1994 году. В августе 2004 года спектрограф HIRES был обновлен и усовершенствован (на него был установлен новый CCD-приемник). В результате этого апгрейда точность единичного замера лучевой скорости выросла с 4-5 м/с до 1-2 м/с. Типичное время экспозиции для получения одного замера составляет несколько минут (максимум 10 минут). Фиксация середины периода экспозиции с точностью ±15 секунд позволяет вычислять скорость обсерватории относительно барицентра Солнечной системы с точностью лучше 1 м/с.


Распределение звезд, наблюдаемых обзором Лик-Карнеги, по видимым звездным величинам.

Звезды, охваченные обзором, в большинстве своем расположены ближе 150 пк, в среднем они находятся на расстоянии ~36 пк от Солнца. Примерно 80% звезд мониторились на протяжении более 1000 земных суток, из них 50% – по крайней мере 3000 земных суток. Самый долгий период наблюдений составил 6300 суток, т.е. примерно 17 лет.


Распределение звезд, наблюдаемых обзором Лик-Карнеги, по удалению от Солнца.

Отчитавшись об общем состоянии дел, авторы обзора рассказали и о нескольких очень сильных кандидатах, которые, скорее всего, будут признаны планетами и опубликованы в ближайшем будущем.

HD 95735 (GJ 411, Lalande 21185) – четвертая по удаленности от Солнца звезда (после тройной системы альфа Центавра, звезды Барнарда и Wolf 359), вспыхивающий красный карлик спектрального класса M2 V. Лучевая скорость звезды демонстрирует колебания с периодом 9.8693 ± 0.0016 земных суток и полуамплитудой 1.90 ± 0.31 м/с, соответствующей суперземле с минимальной массой (параметром m sin i) ~3.8 масс Земли. Освещенность, создаваемая Lalande 21185 на орбите этой планеты, в 5.4 раза превышает освещенность на орбите Земли, таким образом, температурный режим планеты близок к температурному режиму Меркурия. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для Lalande 21185 b – 2.6%, необходимые наблюдения смогут провести космические телескопы TESS или CHEOPS.

HD 265866 (GJ 251) – еще один близкий красный карлик, удаленный от нас на 5.6 пк. Лучевая скорость этой звезды демонстрирует сильный RV-сигнал с периодом 1.74471 ± 0.00005 земных суток и полуамплитудой 3.97 ± 0.64 м/с. Кроме того, периодиограмма показывает еще два четких, но более слабых сигнала с периодами ~14 и ~600 земных суток. Авторы исследования планируют продолжить мониторинг лучевых скоростей HD 265866 для уточнения строения этой многопланетной (судя по всему) системы.

У звезды HD 156668 еще в 2010 году была открыта горячая суперземля с минимальной массой 4 массы Земли, однако мнения о ее орбитальном периоде у разных научных групп разделилось. Первооткрыватели нашли, что планета делает один оборот вокруг своей звезды за 4.64 земных суток, однако их коллеги решили, что этот период кажущийся, а истинный составляет всего 1.27 земных суток. Авторы обзора Лик-Карнеги подтвердили наличие в своих данных планеты с периодом 4.64 суток и нашли еще одну планету с периодом 855 ± 23 земных суток, но никаких признаков планеты на 1.27-суточной орбите не обнаружили.

Отметив свои немалые успехи, исследователи из обзора LCES посетовали и на определенные трудности. Так, они редко получают на Кеке больше нескольких десятков наблюдательных ночей в год. Доступ к оборудованию связан с фазами Луны, что сильно затрудняет получение замеров на всей фазовой кривой для планет, чей орбитальный период близок к лунному месяцу. Наконец, из-за невозможности собрать плотные ряды наблюдений обзор малоэффективен в поиске компактных многопланетных систем, включающих в себя несколько маломассивных планет, притом, что данные «Кеплера» говорят о широкой распространенности таких систем. Однако в целом спектрограф HIRES подтвердил свою высокую эффективность в поисках экзопланет методом измерения лучевых скоростей, так что поиски с его помощью обязательно будут продолжены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.03571.pdf

 

 

10 февраля 2017
KELT-18 b: транзитный горячий гигант у F4-звезды
прямая ссылка на эту новость

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил несколько тысяч транзитных экзопланет, однако большинство из них вращается вокруг тусклых звезд, что затрудняет их дальнейшее изучение. Самые успешные наземные транзитные обзоры SuperWASP и HATNet, как правило, также обнаруживают планеты у звезд 12-14 звездной величины. И лишь обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) посвящен поиску экзопланет у сравнительно ярких звезд 8-11 звездной величины, доступных для дальнейшего изучения методами трансмиссионной спектроскопии.

Обзор KELT основан на фотометрических наблюдениях, проводящихся двумя одинаковыми 4.2-сантиметровыми(!) телескопами, один из которых установлен в Аризоне, а второй – в Южной Африке. Поле зрения обоих телескопов достигает 26х26°, разрешение – 23 угловых секунд на пиксель. Вместе оба телескопа охватывают более 70% небесной сферы.

7 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию нового транзитного горячего юпитера KELT-18. Транзитный кандидат был обнаружен после обработки фотометрии наблюдательного поля 21, мониторинг которого проводился с февраля 2012 года по декабрь 2014 года. Планетная природа транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов TRES и Levy.

KELT-18 (TYC 3865-1173-1) – звезда главной последовательности спектрального класса F4 V. Ее масса оценивается в 1.52 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.91 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 6.5 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 1.9 ± 0.2 млрд. лет.

На расстоянии 3.43 ± 0.01 угловых секунд от KELT-18 (в ~1100 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон спектрального класса позднего K или раннего M. С вероятностью 99.92% звезды физически связаны и образуют двойную систему.

Масса планеты KELT-18 b достигает 1.18 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.57 ± 0.04 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.377 ± 0.04 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Горячий юпитер вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0455 ± 0.0007 а.е. (около 5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.87175 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 2085 ± 39К.

KELT-18 b вошел в немногочисленную группу транзитных горячих юпитеров, вращающихся вокруг горячих (с температурой фотосферы выше 6600К) массивных (массивнее 1.5 солнечных масс) и ярких (ярче +10.5 величины) звезд. Кроме KELT-18 b в эту группу входят HAT-P-49 b, HAT-P-67 b, KELT-7 b, KELT-17 b, WASP-33 b и Kepler-13 b. Среди этих планет KELT-18 b является самой легкой и самой раздутой. Из-за высокой температуры шкала высот в его атмосфере достигает 600 км. Таким образом планета станет отличной целью для трансмиссионной спектроскопии на «Хаббле», а в дальнейшем и на телескопе им. Джеймса Вебба.

Авторы открытия обсуждают возможное наклонение орбиты KELT-18 b к экватору звезды. Сравнительно низкая наблюдаемая скорость вращения KELT-18 (12.3 км/с против ожидаемых ~100 км/с) наводит на мысль, что мы видим эту звезду примерно со стороны полюса. Это говорит о резком наклоне орбиты планеты. Проверить этот вывод можно будет путем наблюдения эффекта Мак-Лафлина во время транзитов. 

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.01657.pdf

 

 

9 февраля 2017
EPIC 218916923 b: очень теплый «сатурн» у оранжевого карлика
прямая ссылка на эту новость

Даже после выхода из строя второго маховика системы ориентации и ухудшения качества фотометрии космический телескоп им. Кеплера остается самым эффективным поставщиком новых транзитных экзопланет. В рамках расширенной миссии K2 телескоп наблюдает участки неба вдоль эклиптики на протяжении 75-80 суток, каждый такой период называется наблюдательной кампанией. Наблюдение сравнительно ярких звезд, в среднем на 2-3 звездные величины ярче целевых звезд на Поле Кеплера, отчасти компенсирует некоторое ухудшение качества получаемых данных и позволяет в дальнейшем подтверждать планетную природу транзитных кандидатов методом измерения лучевых скоростей.

3 февраля в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию очень теплого транзитного сатурна у оранжевого карлика EPIC 218916923. Транзитный кандидат был обнаружен во время седьмой наблюдательной кампании, проводившейся с 4 октября по 26 декабря 2015 года. Подтверждение планетной природы кандидата и измерение массы планеты было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов FIES, HARPS и HARPS-N.

EPIC 218916923 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 152 ± 10 пк. Его масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца. Судя по высокой скорости вращения (один оборот звезда делает за ~17.3 земных суток), EPIC 218916923 довольно молода – ее возраст равен 1.8 ± 0.3 млрд. лет.

Масса планеты EPIC 218916923 b составляет 0.381 ± 0.045 масс Юпитера, радиус – 0.812 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.88 ± 0.14 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.181 ± 0.009 а.е. (~45 звездных радиусов) и делает один оборот за 28.3823 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 555 ± 11К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Сравнение параметров планеты с моделями планет-гигантов привело исследователей к выводу, что EPIC 218916923 b включает в себя ядро из тяжелых элементов массой 48 ± 14 масс Земли, а остальная масса планеты приходится на водородно-гелиевую оболочку.

Планета EPIC 218916923 b пополнила собой довольно короткий список «теплых юпитеров» – планет-гигантов с массами больше 0.3 масс Юпитера и орбитальными периодами 10-100 земных суток. Если транзитных горячих юпитеров известно более двух сотен, то транзитных планет с периодами 10-100 суток, для которых масса и радиус известны с точностью лучше 25%, всего тринадцать. Происхождение планет этого типа еще неопределенней происхождения горячих юпитеров: как и последние, они могут образоваться за снеговой линией и мигрировать внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском, могут оказаться на эксцентричных орбитах путем планет-планетного рассеяния, а могут и образовываться непосредственно «на месте». Дальнейшие исследования помогут прояснить этот вопрос.


Планета EPIC 218916923 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных «теплых» гигантов (планет с массами больше 0.3 масс Юпитера и орбитальными периодами 10-100 земных суток). Сплошная серо-голубая линия показывает теоретическое соотношение масса-радиус для чисто водородных планет, пунктирные линии показывают аналогичное соотношение для планет с ядром из тяжелых элементов различной массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.00691.pdf

 

 

6 февраля 2017
HAT-P-67 b: самая воздушная планета
прямая ссылка на эту новость

Хотя планеты-гиганты должны чаще встречаться у звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс), чем у солнцеподобных звезд, только около 1% известных транзитных планет вращается вокруг звезд массивнее 1.5 солнечных масс. Звезды раннего F и A классов – трудная цель: они достаточно велики по размерам, чтобы транзиты даже планет-гигантов по их диску выглядели мелкими, и они быстро вращаются, что затрудняет поиск планет методом измерения лучевых скоростей. Только после схода с главной последовательности и превращения в оранжевые гиганты в спектре звезд промежуточной массы появляются четкие узкие линии, позволяющие измерить их лучевые скорости с приемлемой точностью. Несколько транзитных планет у звезд – оранжевых гигантов было обнаружено космическим телескопом им. Кеплера (Kepler-56 b, c, Kepler-91 b и др.).

2 февраля в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего сатурна у быстро вращающегося F-субгиганта HAT-P-67. Транзитный кандидат был обнаружен наземным обзором HATNet, звезда прошла стандартную процедуру валидации, окончательное подтверждение планетной природы кандидата было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Правда, из-за быстрого вращения HAT-P-67 масса планеты была определена с большими погрешностями, так что авторы открытия осторожно приводят только верхний предел.

Итак, HAT-P-67 – F-звезда промежуточной массы, уже сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.64 +0.16/-0.07 солнечных масс, радиус – в 2.55 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.7 раза превосходит солнечную. Расстояние до звезды составляет 320 +48/-14 пк, ее возраст – 1.24 ± 0.27 млрд. лет.

Радиус планеты HAT-P-67 b достигает 2.09 +0.10/-0.07 радиусов Юпитера! Этот крайне раздутый горячий гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.065 +0.003/-0.001 а.е. (~5.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.8101 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1903 ± 25К.

Для определения массы планеты было сделано 19 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрометра HIRES на Кеке. Несмотря на мощность этого инструмента, позволяющего измерять лучевые скорости хромосферно тихих звезд с точностью до 1 м/с, из-за быстрого вращения HAT-P-67 погрешности единичного замера достигали 20-40 м/с. На пределе точности были замечены слабые колебания, соответствующие массе планеты 0.34 +0.25/-0.19 масс Юпитера. Однако поскольку погрешности оказались сравнимы с измеряемой величиной, авторы открытия осторожно заявили, что масса планеты не превышает 0.59 масс Юпитера. При этом она не может быть и ниже 0.056 масс Юпитера, потому что в противном случае планета переполнила бы свою полость Роша. Средняя плотность HAT-P-67 b составляет всего 0.052 +0.039/-0.028 г/куб.см.

Планета вращается примерно в плоскости экватора своей звезды – наклон ее орбиты к оси вращения звезды составляет 2.9 +6.4/-4.9°.

Из-за большой шкалы высот (~500 км) и яркости родительской звезды (+10.07 в полосе V) HAT-P-67 b является очень привлекательной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.


Планета HAT-P-67 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цвет кружков отражает эффективную температуру планет (цветовая шкала расположена справа от графика), радиус кружков – радиус родительской звезды. Серыми окружностями обведены планеты у звезд-гигантов.



Планета HAT-P-67 b на плоскости «масса – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет. Обозначения те же, что и на графике выше.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.00106.pdf

 

 

2 февраля 2017
Измерена масса первой экзопланеты 51 Пегаса b
прямая ссылка на эту новость

51 Пегаса b стала первой экзопланетой, открытой у нормальной (не нейтронной) звезды. Открытие было сделано в 1995 году методом измерения лучевых скоростей. К изумлению исследователей, планета с минимальной массой, сравнимой с массами Юпитера и Сатурна, вращалась вокруг своей звезды на расстоянии всего ~0.052 а.е. и делала один оборот за 4.23 земных суток, став первым известным горячим юпитером.

51 Пегаса b не проходит по диску своей звезды, так что ее истинная масса долго оставалась неизвестной. Метод лучевых скоростей позволяет определить из наблюдений лишь произведение m sin i, где m – масса планеты, а i – наклонение ее орбиты к лучу зрения, но не обе эти величины по отдельности. Так что оставалась возможность, что 51 Пегаса b – не планета, а коричневый карлик или даже маломассивная звезда, чья орбита расположена к нам «плашмя», под малым углом.

26 января 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная регистрации линий водяного пара в спектре дневного полушария 51 Пегаса b. Доплеровское смещение линий позволило определить лучевую скорость планеты, а при сравнении этой скорости с лучевой скоростью звезды – и ее истинную массу. Это исследование является наглядной демонстрацией мощности предложенного метода, позволяющего измерять наклонение орбиты и истинную массу не транзитных планет.

Звезда 51 Пегаса (HD 217014) видна невооруженным глазом – ее видимая звездная величина достигает +5.46. Звезда наблюдалась 21 октября 2010 года в течение 3.7 часов на Очень большом телескопе (VLT) с помощью инфракрасного детектора CRIRES. Снимался участок спектра между 3.1806 и 3.2659 мкм с разрешением (λ/Δλ) ~ 100 000. Высочайшее качество спектров позволило разрешить полосу водяного пара вблизи 3.2 мкм на отдельные линии и измерить их дрейф, вызванный орбитальным движением планеты. Перед этим исследователям пришлось решить сложную задачу по учету и исключению мощных полос водяного пара, образующихся в земной атмосфере.

В результате в спектре 51 Пегаса (точнее, в общем спектре системы звезда + планета) с достоверностью 5.6 сигма были обнаружены линии водяного пара, образующиеся в атмосфере горячего гиганта. Сдвиг линий соответствовал орбитальной скорости планеты, равной 133 ± 4 км/с. Сравнение лучевой скорости планеты и звезды позволило определить массу планеты – она оказалась равной 0.476 ± 0.032 масс Юпитера. Соответственно, наклонение орбиты 51 Пегаса b находится в диапазоне от 70 до 82.2°, наиболее вероятное значение – 78°. Будь наклонение на ~5° градусов больше, и планета стала бы транзитной.

Объемное содержание водяного пара в атмосфере 51 Пегаса b оценивается в 10-4.

Авторы отмечают, что будущие спектрографы, такие, как ESPRESSO на VLT или G-CLEF на GMT, позволят регистрировать отраженный свет от планет и меньшего размера, в том числе и нетранзитных, и измерять тем самым их массу и изучать свойства атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.07257v1.pdf

 

 

31 января 2017
Очень теплый гигант у звезды типа Т Тельца TAP 26
прямая ссылка на эту новость

Для изучения особенностей эволюции планетных систем необходимо изучать планеты у звезд различного возраста. Изучение планетных систем молодых звезд поможет понять, каким образом формируются планеты различных типов и как происходит миграция. В частности, различные теории образования горячих юпитеров предлагают существенно разное время, необходимое для формирования тесной орбиты планет этого типа. Поэтому поиск горячих юпитеров у очень молодых звезд представляет особый интерес.

9 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого гиганта у молодой активной звезды типа Т Тельца TAP 26. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей.

Звезда TAP 26 наблюдалась в ноябре 2015 года и в январе 2016 года в рамках программы MaTYSSE на спектрополяриметре ESPaDOnS, установленном на 3.6-метровом Франко-Канадско-Гавайском телескопе. Всего было получено 29 замеров лучевой скорости TAP 26 с точностью единичного замера 75-80 м/с. Такая низкая точность объясняется бурной активностью и высокой скоростью вращения молодой звезды, еще не севшей даже на главную последовательность. Дополнительную трудность составило загрязнение света от TAP 26 солнечным светом, отраженным от Луны (во время пяти ноябрьских наблюдений полная Луна находилась в 9.5° от TAP 26, а во время шести январских – в 12°).

Кроме данных о лучевых скоростях авторы открытия проанализировали данные фотометрической переменности TAP 26. В целом, по мнению исследователей, вероятность ложного открытия не превышает 6·10-4.

TAP 26 (V1069 Tauri) удалена от нас на 147 ± 3 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 1.17 ± 0.17 солнечных радиусов. Достигнув главной последовательности, TAP 26 станет звездой спектрального класса G0 или G1, но пока температура ее фотосферы составляет всего 4620 ± 50К. Возраст звезды близок к 17 млн. лет. TAP 26 очень быстро вращается – она совершает один оборот всего за 0.7135 земных суток (17 часов 7 минут). Ось вращения наклонена на 55 ± 10°. Также звезда обладает сильным магнитным полем сложной структуры с напряженностью дипольной компоненты 120 ± 10 Гаусс и полной напряженностью 330-430 Гаусс. Газовый диск вокруг звезды уже рассеялся.

Из-за того, что наблюдения TAP 26 проводились в два захода с большим промежутком между заходами, исследователям даже не удалось точно определить период обращения планеты TAP 26 b. Наиболее вероятное значение – 10.79 ± 0.14 земных суток, но не исключен и период 8.99 ± 0.09 земных суток. Минимальная масса TAP 26 b оценивается в 1.66 ± 0.31 масс Юпитера, среднее расстояние до звезды – 0.097 ± 0.003 а.е. Если планета вращается вокруг своей звезды в плоскости ее экватора (что весьма вероятно), ее истинная масса составит 2.03 ± 0.46 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты мал (формально он равен 0.05 ± 0.18), возможно, даже равен нулю.

Авторы планируют провести дополнительные и более равномерные по времени наблюдения TAP 26, чтобы более точно определить орбитальный период планеты. Также они собираются проверить предположение, что горячие юпитеры более распространены у звезд типа Т Тельца, чем у более зрелых звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.01512.pdf

 

 

30 января 2017
Планета HAT-P-13 b не имеет ядра?
прямая ссылка на эту новость

Планетная система HAT-P-13 была представлена в 2009 году. Она включает в себя транзитный горячий юпитер HAT-P-13 b массой 0.85 масс Юпитера и радиусом 1.28 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг своей звезды с периодом ~2.9 земных суток и нагретый до 1626 ± 42К, и не транзитный коричневый карлик с минимальной массой 14.5 ± 1 масс Юпитера, находящийся на резко эксцентричной орбите (e ~ 0.66) и делающий один оборот за 446 земных суток. Орбита внутренней планеты HAT-P-13 b имеет небольшой, но достоверно отличный от нуля эксцентриситет орбиты, составляющий ~0.009.

Приливное взаимодействие двух тел в этой системе дает уникальную возможность определить внутреннюю структуру планеты HAT-P-13 b. Дело в том, что солидный возраст HAT-P-13, достигающий 5 млрд. лет, дает основания предположить, что приливные взаимодействия в этой системе достигли равновесия, все либрации затухли, и теперь темпы увеличения эксцентриситета внутренней планеты, обусловленные гравитационным взаимодействием с коричневым карликом, равны темпам рассеяния приливной энергии, уменьшающим этот эксцентриситет. А раз так, точное значение эксцентриситета HAT-P-13 позволит вычислить второе число Лява (k2), которое, в свою очередь, позволит оценить степень концентрации масс к центру этой планеты.

3 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям космическим инфракрасным телескопом им. Спитцера вторичного минимума в системе HAT-P-13. Вторичным минимумом называется незначительное ослабление блеска системы, вызванное заходом планеты за звездный диск. Наблюдения проводились 9 мая и 8 июня 2010 года в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм. Отклонение времени вторичного минимума от фазы 0.5 позволило измерить эксцентриситет орбиты HAT-P-13 b – он оказался равным 0.0093 +0.0044/-0.0016. Удалось оценить и второе число Лява – оно оказалось равным 0.81 ± 0.10. Для сравнения, в моделях газовых гигантов с ядром из тяжелых элементов второе число Лява не превышает 0.379, а для однородной сферы эта величина равна 1.5. Иначе говоря, можно сделать вывод, что планета HAT-P-13 b или вовсе не имеет ядра, или его масса незначительна.

Интересно, что яркостная температура дневного полушария планеты, измеренная в разных каналах, оказалась несколько различной – 1732 ± 75К в лучах с длиной волны 3.6 мкм и 1573 ± 93К в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Авторы призывают провести наблюдения вторичного минимума и на других волнах, что позволит разрешить данное противоречие.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.00828.pdf

 

 

25 января 2017
Облачная атмосфера горячего гиганта WASP-101 b
прямая ссылка на эту новость

Изучая зависимость глубины транзита от длины волны, на которой производятся наблюдения, можно получить трансмиссионный спектр транзитной планеты и сделать выводы о химическом составе атмосферы и определить наличие или отсутствие облаков. Непрозрачные облака скрывают от нас лежащую под ними часть атмосферы планеты и приводят к ослаблению или даже полному исчезновению в спектре каких-либо деталей (делают спектр «плоским», а планеты – серыми). Напротив, наличие чистой безоблачной атмосферы способствует появлению в трансмиссионном спектре хорошо заметных полос поглощения атмосферных газов. Наблюдения, проведенные на «Хаббле», показали, что горячие гиганты отличаются тут большим разнообразием – часть из них свободна от облаков, часть затянута ими только частично, а часть покрыта плотными непрозрачными облаками, расположенными довольно высоко в атмосфере.

3 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная получению и анализу трансмиссионного спектра транзитного горячего гиганта WASP-101 b. Открытая в 2013 году и вращающаяся вокруг сравнительно яркой F-звезды, эта планета была признана привлекательной целью для изучения космическим телескопом им. Джеймса Вебба. При массе 0.50 ± 0.04 масс Юпитера радиус планеты достигает 1.41 ± 0.05 радиусов Юпитера, что говорит о большой шкале высот и легкости получения качественного трансмиссионного спектра с хорошо заметными спектральными полосами.

2 октября 2016 года звезду WASP-101 наблюдал космический телескоп им. Хаббла. Наблюдения проводились 3-й широкоугольной камерой «Хаббла» (WFC3) в рамках программы PanCET – Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury – в 15 спектральных полосах шириной 35 нм в диапазоне 1.1-1.7 мкм. В результате был получен трансмиссионный спектр планеты WASP-101 b, который затем сравнили с модельными трансмиссионными спектрами планет-гигантов с температурой 1250К (близкой к эффективной температуре WASP-101 b).


Трансмиссионный спектр планеты WASP-101 b. «Сырые» данные показаны черным цветом, данные после устранения возможных систематических погрешностей – серым цветом. Голубой линий показано предсказание модели атмосферы с солнечным содержанием тяжелых элементов и отсутствием облаков, красной линией – предсказание модели с «серыми» непрозрачными облаками и водородной атмосферой над ними.

Полученные данные исключают наличие в спектре WASP-101 b полосы водяного пара вблизи 1.3 мкм с достоверностью 13 сигма. Это может означать как реальный резкий дефицит водяного пара в атмосфере гиганта, так и (причем с гораздо большей вероятностью) наличие плотной высотной дымки.

Построив модель атмосферы WASP-101 b, авторы исследования нашли, что наиболее плотные облака на этой планете будут образованы энстатитом (силикатом магния) и отчасти металлическим железом, причем полная оптическая толщина их составит ~137 (т.е. облака совершенно непрозрачны). Оптическая толщина, сравнимая с единицей, достигается на высотах ~1 миллибар. Это согласуется с почти плоским трансмиссионным спектром WASP-101 b – эта планета действительно окутана высокими облаками.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.00843.pdf

 

 

23 января 2017
Два транзитных нептуна и газовый гигант в системе HD 106315
прямая ссылка на эту новость

17 января 2017 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные планетной системе HD 106315.

Звезда наблюдалась «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 (10-я наблюдательная кампания). После обнаружения двух транзитных кандидатов HD 106315 подверглась стандартной процедуре валидации для исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. В частности, 23 декабря 2016 года, а также 4 и 8 января 2017 года Кроссфилд с коллегами (Crossfield et al.) наблюдал эту звезду на Кеке с помощью камеры NIRC2. Разрешение снимков достигло 47 миллисекунд на пиксель, эта съемка исключила наличие соседних звезд на расстоянии менее 10 угловых секунд от HD 106315.

Кроме того, с помощью спектрографа HIRES было получено 22 замера лучевой скорости этой звезды с точностью единичного замера 3-4 м/с. Хотя измерить массу планет не удалось, авторы открытия оценивают вероятности ложного открытия в 4.3·10-4 и 5.1·10-5 для планет b и c, соответственно. Кроме того, был обнаружен дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в этой системе третьего тела на широкой орбите.

По совокупности всех полученных данных система HD 106315 выглядит так.

HD 106315 (EPIC 201437844) – звезда главной последовательности спектрального класса F5 V, удаленная от нас на 107.3 ± 3.9 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.18 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость на 95 ± 38% превышает светимость Солнца. Звезда отличается быстрым вращением – она делает один оборот за ~4.5 земных суток, а также низким содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Команда Родригеса (Rodriguez et al.) нашла, что радиус звезды несколько больше – 1.29 ± 0.06 солнечных радиусов, это привело к пропорционально несколько большим оценкам радиусов обеих планет.

Внутренняя планета этой системы – горячий мини-нептун HD 106315 b – имеет радиус 2.23 +0.30/-0.25 радиусов Земли по мнению команды Кроссфилда и 2.51 ± 0.12 радиусов Земли по мнению команды Родригеса. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0901 ± 0.0008 а.е. (~14.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 9.552 ± 0.002 земных суток. Эффективная температура HD 106315 b оценивается Родригесом в 1149 ± 19К.

Радиус второй планеты HD 106315 c составляет 3.95 +0.42/-0.39 радиусов Земли по Кроссфилду и 4.31 ± 0.27 радиусов Земли по Родригесу, т.е. это перед нами нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.1526 ± 0.0014 а.е. (26.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 21.058 ± 0.002 земных суток. Эффективная температура HD 106315 c оценивается в 860 ± 22К.

Ограниченное количество замеров лучевой скорости и быстрое вращение звезды, приводящее к уширению спектральных линий, не позволило измерить массу обеих внутренних планет. Однако лучевая скорость звезды продемонстрировала дрейф величиной 3.55 ± 0.1 м/с за сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите. Орбитальный период этого тела, во всяком случае, превышает 80 земных суток, а масса – одну массу Юпитера. Если оно расположено далее 1.4 а.е. от звезды, его масса превысит 13 масс Юпитера, и оно окажется коричневым карликом. Дальнейший мониторинг лучевых скоростей HD 106315 и данные, полученные астрометрической миссией «Гайя», позволят уточнить массу и наклонение третьего тела.

Возможно ли измерить массу внутренних планет? Авторы исследования утверждают, что да. Предположив, что массы планет составляют ~8 и ~20 масс Земли, они оценили амплитуду колебаний лучевой скорости родительской звезды, наводимых планетами, в 2.3 и 4.4 м/с, что близко к точности единичного замера. Собрав достаточный массив данных, сигналы с такой амплитудой вполне можно «вытащить из-под шумов».

Внутренние планеты этой системы будут хорошей целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST), чей запуск ожидается в октябре 2018 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.03811.pdf
https://arxiv.org/pdf/1701.03807.pdf

 

 

19 января 2017
Три транзитные планеты от обзора WASPSouth
прямая ссылка на эту новость

Наземные транзитные обзоры открывают обычно горячие юпитеры, но у этого правила есть исключения. Программа фотометрических наблюдений и алгоритм поиска транзитных кандидатов обзора WASP-South позволяет ему находить транзитные кандидаты с орбитальными периодами до 10-12 суток, т.е. более долгопериодические и удаленные от звезды, чем типичные горячие юпитеры. Если к тому же планета вращается вокруг неяркой звезды, т.е. оранжевого или красного карлика, ее температура получается довольно умеренной. С другой стороны, измерение лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, проводимое для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы, позволяет находить и сравнительно маломассивные планеты типа, промежуточного между планетами-гигантами и нептунами.

16 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья от обзора WASPSouth об открытии трех транзитных экзопланет WASP-91 b, WASP-105 b и WASP-107 b. Только одна из них является горячим юпитером, остальные случаи интереснее.

WASP-91 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V. Его масса оценивается в 0.84 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 39% светимости Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.0), его можно оценить в 143 пк.

Масса планеты WASP-91 b составляет 1.34 ± 0.08 масс Юпитера, что при радиусе 1.03 ± 0.04 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 1.60 ± 0.13 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.07) на среднем расстоянии 0.037 ± 0.001 а.е. (~9.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.79858 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1160 ± 30К.

WASP-105 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на ~174 пк. Масса звезды составляет 0.89 ± 0.09 солнечных масс, радиус – 0.90 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость оценивается в ~48% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца.

Масса планеты WASP-105 b достигает 1.8 ± 0.1 масс Юпитера, при этом радиус – всего 0.96 ± 0.03 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 2.66 ± 0.13 г/куб.см, достаточно высокой для газового гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.04) на расстоянии 0.075 ± 0.003 а.е. (~17.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.87288 земных суток. Эффективная температура гиганта составляет 900 ± 20К.

Наиболее интересной планетой из представленных в статье является WASP-107 b. При радиусе 0.94 ± 0.02 радиусов Юпитера ее масса равна всего 0.12 ± 0.01 масс Юпитера (38 масс Земли или 2.2 массы Нептуна)! Таким образом, она попадает в сравнительно малонаселенную промежуточную область между типичными газовыми гигантами и нептунами. Очень низкая средняя плотность WASP-107 b (0.186 ± 0.027 г/куб.см) говорит о том, что перед нами не тяжелый нептун, а легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (e < 0.4) на среднем расстоянии 0.055 ± 0.001 а.е. (~18.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.72149 земных суток. Эффективная температура WASP-107 b составляет всего 770 ± 60К – это одна из самых прохладных планет, найденных наземными транзитными обзорами.

Родительская звезда WASP-107 представляет собой оранжевый карлик спектрального класса K6 V с массой 0.69 ± 0.05 солнечных масс, радиусом 0.66 ± 0.02 солнечных радиусов и светимостью около 15% от светимости Солнца.

Малая масса, протяженная атмосфера с большой шкалой высот, умеренная температура и яркость родительской звезды, в полосе К достигающей +8.6 звездной величины, делает WASP-107 b очень привлекательной целью для исследования свойств ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.


Новые планеты (показаны синим цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены планеты Солнечной системы (показаны зелеными ромбами). Голубой полосой показана переходная зона между нептунами и газовыми гигантами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.03776.pdf

 

 

13 января 2017
K2-105 b: горячий нептун у богатой металлами G-звезды
прямая ссылка на эту новость

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера по ~80 суток наблюдает площадки, расположенные вдоль эклиптики, в рамках расширенной миссии K2. Хотя точность фотометрии, получаемой «Кеплером», несколько упала, он мониторит в среднем более яркие звезды, чем во время основной миссии, что отчасти компенсирует ухудшение качества данных. За прошедшие 2.5 года расширенной миссии телескоп обнаружил 844 транзитных кандидата, из которых более сотни уже подтверждены как планеты.

6 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего нептуна у солнцеподобной звезды K2-105. Транзитный кандидат был обнаружен во время 5-й наблюдательной кампании, проводившейся с 27 апреля по 10 июля 2015 года. Для исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, звезда прошла стандартную процедуру валидации. В частности, для исключения близких затменно-переменных двойных фона были получены снимки ближайших окрестностей звезды с помощью приемника HiCIAO, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HDS. По расчетам авторов работы, вероятность ложного открытия не превышает 10-6.

K2-105 (TYC 807-1019-1, EPIC 211525389) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 233 ± 29 пк. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.95 ± 0.11 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст K2-105 неизвестен, но, во всяком случае, он превышает 600 млн. лет.

Радиус планеты K2-105 b составляет 3.6 ± 0.4 радиуса Земли, иначе говоря, перед нами горячий нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.081 ± 0.006 а.е. (~18 звездных радиусов) и делает один оборот за 8.26690 ± 0.00007 земных суток.

На HDS было получено всего 8 замеров лучевой скорости K2-105, причем с невысокой точностью (7-9 м/с). Формально замеры ложатся на синусоиду с полуамплитудой 9.4 ± 5.8 м/с, соответствующей массе планеты 30 ± 19 масс Земли. Однако поскольку погрешность оказывается сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе на массу планеты, равном 90 масс Земли (с достоверностью 3 сигма). Будущие более точные замеры лучевой скорости родительской звезды позволят измерить массу K2-105 b с приемлемой точностью.


Планета K2-105 b (показана желтой звездой) на плоскости «орбитальный период – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Планеты F-звезд показаны лиловым цветом, G-звезд – синим цветом, K-звезд – зеленым и M-звезд – красным.

Представленный выше график наглядно демонстрирует резкий дефицит «горячих сатурнов» и «крупных нептунов» вплоть до их полного отсутствия на орбитах короче 3 земных суток. Также отсутствуют горячие юпитеры у M-звезд. По-видимому, «горячие сатурны» быстро испаряются при миграции слишком близко к звезде, а горячие юпитеры у M-звезд просто практически не образуются.


Примерное расположение планеты K2-105 b (показано фисташковым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.01294v1.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2