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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

 

 

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

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

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

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


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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

 

 

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

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

Таблица 1. Свойства родительских звезд

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

Таблица 2. Свойства планет

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

Таблица 1. Свойства родительских звезд

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

Таблица 2. Свойства планет

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


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



Новые планеты на плоскости «эффективная температура – радиус».



Новые планеты на плоскости «масса – средняя плотность».

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

 

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

 

 

Архив новостей:

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