17 апреля 2026
В атмосфере очень теплого гиганта WASP-80 b обнаружен сероуглерод

За последние годы методами трансмиссионной спектроскопии изучены атмосферы множества экзопланет, преимущественно горячих юпитеров, обладающих протяженными водородно-гелиевыми атмосферами. В этих атмосферах в виде примесей обнаруживают водяной пар, метан, угарный и углекислый газы, аммиак, а также газообразные натрий и калий. Существующие модели атмосфер газовых гигантов включают помимо водорода и гелия ограниченное количество элементов, как правило, это кислород, углерод, азот и их соединения с водородом и друг с другом. Однако после запуска JWST в спектрах планет начали находить и соединения серы. Так, в атмосфере горячего юпитера WASP-39 b был обнаружен сернистый газ, а в атмосфере мини-нептуна TOI-270 d – сероуглерод (правда, с невысокой достоверностью). Соединения серы являются важными индикаторами металличности атмосфер, т.е. содержания в них элементов тяжелее гелия.

16 апреля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям на JWST транзитного газового гиганта WASP-80 b с эффективной температурой около 800 К. Ранее планета уже наблюдалась камерой NIRCam в диапазоне 2.4-4.0 мкм, в ее атмосфере были открыты метан и водяной пар. В этот раз исследователи расширили диапазон наблюдений, пронаблюдав два транзита как с помощью NIRCam, так и с помощью инструмента MIRI, получив составной трансмиссионный спектр планеты в диапазоне 2.45-10.0 мкм. В результате, помимо метана и водяного пара, были обнаружены также аммиак, углекислый газ и сероуглерод CS₂. Логарифм содержания сероуглерода достигает -2.25 ± 0.33. Общее содержание тяжелых элементов в атмосфере WASP-80 b превышает солнечное значение в 110 ± 35 раз! Содержание водяного пара достигает 7-19%. Ранее ее обогащенность тяжелыми элементами оценивалась лишь в 3-10 раз больше солнечной.

Составной трансмиссионный спектр планеты WASP-80 b. Черными точками с барами ошибок показаны измерения NIRCam и MIRI. Цветные области показывают вклад в спектр различных газов. Хорошо заметны две мощные полосы сероуглерода вблизи 4.6 и 6.5 мкм.

Трансмиссионный спектр WASP-80 b говорит о необходимости полноценного учета химии серы и ее соединений в моделировании атмосфер газовых гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2604.13168

 

 

16 апреля 2026
HD 25295 b (TOI-4602 b): горячий мини-нептун у древней солнцеподобной звезды

По данным «Кеплера» мини-нептуны – планеты с радиусами 1.8-3.0 радиусов Земли – являются наиболее распространенным типом экзопланет. Однако из-за отсутствия мини-нептунов в Солнечной системе природа этих планет до сих пор неясна. Предложены две предельные гипотезы, описывающие их строение: железокаменное ядро, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой, и водный мир, состоящий наполовину из горных пород и наполовину из воды без заметного количества водорода. Скорее всего, реальные планеты являются чем-то промежуточным, с разной долей воды в недрах и водорода в атмосфере.

14 апреля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего мини-нептуна у солнцеподобной звезды HD 25295. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

HD 25295 – солнцеподобная звезда спектрального класса G5, удаленная от нас на 62.64 ± 0.11 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.08 ^+0.10/_-0.07 солнечных радиусов, светимость в 1.3 ^+0.3/_-0.2 раза больше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе Солнца.

Авторы попытались разными методами определить возраст HD 25295, но полученные значения не согласуются друг с другом. По содержанию лития в спектре возраст звезды составил 3.2 ^+4.1/_-2.4 млрд. лет. Однако сравнение с моделями звездной эволюции дает совсем другие цифры – 8.7 ± 1.3 млрд. лет. Звезда уже сходит с главной последовательности и начинает эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Кинематический возраст HD 25295 тоже велик и достигает 11 ± 3 млрд. лет. Низкий уровень хромосферной активности соответствует возрасту 8.0-9.5 млрд. лет. По всей видимости, именно эта оценка ближе всего к истине.

HD 25295 попала на 43-44, 70-71 и 86 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.98130 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.45 ± 0.23 радиусов Земли. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 45 измерений лучевой скорости HD 25295 с помощью спектрографа HARPS-N. Они рассмотрели две модели: планета на круговой орбите и планета на эксцентричной орбите, оставив эксцентриситет как свободный параметр. В первом случае масса планеты HD 25295 b составила 5.53 ± 0.94 масс Земли, что соответствует средней плотности 2.18 ± 0.77 г/куб.см. Во втором случае эксцентриситет орбиты оказался равным 0.23 ± 0.06, масса планеты – 6.19 ± 0.86 масс Земли, а средняя плотность – 2.41 ± 0.82 г/куб.см. Этот горячий мини-нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0475 ± 0.0004 а.е., его эффективная температура достигает 1344 ± 80 К.

Качество данных пока не позволяет однозначно выбрать между эксцентричной и круговой моделями. С одной стороны, эксцентричная модель чуть лучше описывает колебания лучевой скорости звезды, с другой – характерное время скругления орбиты HD 25295 b оценивается в ~0.2 млрд. лет, что гораздо меньше возраста системы, а каких-либо признаков наличия другой планеты, которая могла бы возмущать орбиту b, в данных не видно.

Мини-нептун HD 25295 b (показан шестиугольником оливкового цвета и подписан как TOI-4602 b) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает уровень их инсоляции в сравнении с инсоляцией на орбите Земли. Точечными и штрихпунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Положение HD 25295 b на диаграмме соответствует модели железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой массой 0.3% при температуре 1000 К.

Высокое значение метрики трансмиссионного спектра HD 25295 b TSM = 140 ± 54 делает ее прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST и ARIEL.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2604.11728

 

 

9 апреля 2026
Нептун TOI-1710 b находится на ретроградной орбите

Угол между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты планеты – важный параметр планетной системы, несущий информацию о ее динамической эволюции. Если этот угол мал, т.е. планета вращается примерно в плоскости экватора своей звезды в ту же сторону, что и она, то говорят, что система является выровненной (aligned). В Солнечной системе наклонение орбит планет к экватору Солнца не превышает 7°. Однако известны и планеты на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Согласно одной из гипотез, планеты попадают на резко наклоненные орбиты в результате высокоэксцентричной миграции, когда сначала в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном планета переходит на орбиту с высоким эксцентриситетом и низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами.

Измерить наклонение орбиты планеты можно с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Амплитуда эффекта тем выше, чем быстрее вращается звезда и чем больше радиус планеты. К настоящему времени измерено наклонение орбиты нескольких десятков горячих юпитеров. Предпринимаются попытки измерять наклонение и планет меньшего размера, например, с радиусами 3-5 радиусов Земли.

7 апреля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению наклонения орбиты нептуна TOI-1710 b. Планета была представлена в апреле 2022 года, ее обнаружили с помощью TESS и подтвердили методом лучевых скоростей. По последним данным, масса TOI-1710 b составляет 19.1 ± 2.3 масс Земли, радиус – 5.06 ± 0.06 радиусов Земли, орбитальный период равен 24.28336 ± 0.00001 суток. Планета вращается вокруг молодой солнцеподобной звезды возрастом 1.0 ^+1.1/_-0.6 млрд. лет по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.1652 ± 0.0008 а.е.

Авторы измеряли лучевую скорость родительской звезды TOI-1710 во время транзита планеты b, произошедшего 25 октября 2025 года, с помощью спектрографа NEID. Был зарегистрирован аномальный (инвертированный) эффект Росситера-МакЛафлина. Проекция на небесную сферу угла между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты планеты оказалась равной 179 ± 19°! С учетом того, что мы наблюдаем звезду примерно со стороны экватора (угол между осью ее вращения и лучом зрения оценивается в 91 ± 19°), полный (трехмерный) угол наклона орбиты TOI-1710 b составляет 158 ⁺¹¹/_-13°.

Эффект Росситера-МакЛафлина – изменение усредненной лучевой скорости звезды TOI-1710 во время транзита планеты TOI-1710 b – говорит о том, что планета находится на ретроградной орбите, т.е. вращается в противоположную сторону относительно направления вращения звезды вокруг своей оси.

Как нептун TOI-1710 b оказался на ретроградной орбите? Сценарий высокоэксцентричной миграции не подходит – характерное время скругления орбиты TOI-1710 b достигает 30 млрд. лет, т.е. превышает возраст Вселенной. Приняв во внимание дополнительный дрейф лучевой скорости родительской звезды, исследователи пришли к выводу, что в этой системе есть еще одна планета – газовый гигант массой ~5 масс Юпитера, удаленный от звезды на ~15 а.е., который они назвали планетой X. Взаимное наклонение орбит b и X должно составлять или 50-70°, или 110-130°. Наличие массивной планеты на резко наклоненной орбите может объяснить необычную орбиту TOI-1710 b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2604.03364

 

 

6 апреля 2026
Наблюдения на MIRI/JWST исключают наличие плотной углекислотной атмосферы у суперземли GJ 3473 b

Вторичным минимумом, или затмением, называют небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду. Наблюдая вторичный минимум в оптическом диапазоне, можно измерить альбедо планеты, а наблюдая в ИК диапазоне – определить температуру ее дневного полушария. Сравнивая измеренную температуру с равновесной, можно оценить эффективность теплопереноса на ночную сторону и таким образом определить, есть ли у планеты атмосфера.

3 апреля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума суперземли GJ 3473 b с помощью спектрографа среднего инфракрасного диапазона MIRI на борту JWST. Авторы пронаблюдали четыре затмения планеты и измерили яркостную температуру ее дневного полушария. Полученные данные не согласуются ни с моделью черной безатмосферной планеты, ни с наличием плотной углекислотной атмосферы.

Суперземля GJ 3473 b была представлена в сентябре 2020 года. Ее обнаружили с помощью TESS и подтвердили методом лучевых скоростей. Масса планеты оценивается в 1.86 ± 0.30 масс Земли, радиус – в 1.26 ± 0.05 радиусов Земли, температура дневного полушария в предположении нулевого альбедо и отсутствия теплопереноса на ночную сторону достигает 1003 К. Средняя плотность GJ 3473 b совместима с железокаменным составом, но допускает наличие некоторого количества летучих (водяного пара, углекислого газа и т.п.)

12, 13 и 30 марта, а также 20 октября 2024 года авторы пронаблюдали вторичные минимумы GJ 3473 b в фильтре F1500W MIRI, т.е. в лучах с длиной волны ~15 мкм. Хотя каждое затмение имело низкое отношение сигнал/шум, при их суммировании результат получился достоверным. Средняя глубина вторичного минимума составила 186 ± 45 ppm, что соответствует яркостной температуре дневного полушария 820 ± 120 К. Отношение измеренной яркости к ожидаемой яркости черного безатмосферного тела оказалось равным 0.82 ± 0.12.

Глубина вторичного минимума суперземли GJ 3473 b (показана черным крестом) на диаграмме «Длина волны – Глубина вторичного минимума». П-образная линия в нижней части графика – полоса пропускания фильтра F1500W. Цветными линиями показаны модельные зависимости глубины вторичного минимума от длины волны для разных моделей поверхности.

Авторы сравнили полученный результат с различными моделями. Хотя планета оказалась заметно прохладнее, чем черное безатмосферное тело, это еще не является доказательством наличия у нее атмосферы. Поверхность GJ 3473 b может быть сложена относительно светлыми фельзитовыми или ультраосновными горными породами, такими, как полевой шпат, кварц, перидотит, анортозит и т.п. Также она может быть окутана не слишком плотной атмосферой из водяного пара и/или углекислого газа, обеспечивающей частичный теплоперенос на ночную сторону. Авторы исключили углекислотную атмосферу с давлением у поверхности больше 1.2-6.5 бар (для альбедо 0 или 0.3), но менее плотная атмосфера вполне возможна.

Авторы призывают продолжить изучение GJ 3473 b. Полезными будут как новые наблюдения в фильтре F1500W, так и наблюдения в лучах с другой длиной волны. Это позволит снять вырождение решений и определить, вызвана ли умеренная яркостная температура дневного полушария GJ 3473 b тем, что ее поверхность сложена светлыми горными породами при отсутствии атмосферы, или же атмосфера там все-таки есть.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2604.02332

 

 

4 апреля 2026
Измерена масса суперземли LHS 3844 b

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. Как правило, это приливно захваченные железокаменные суперземли, лишенные атмосферы.

Первой планетой с ультракоротким периодом, открытой TESS, стала суперземля LHS 3844 b, обнаруженная при анализе фотометрии 1 сектора. По последним данным, радиус LHS 3844 b составляет 1.286 ± 0.05 радиусов Земли, она делает один оборот всего за 11 часов 6 минут 37 секунд. В 2019 году были проведены наблюдения LHS 3844 b на «Спитцере» – удалось зарегистрировать вторичный минимум и построить фазовую кривую. Высокая температура дневного полушария, отсутствие сдвига горячего пятна от подзвездной точки и отсутствие заметного теплового излучения от ночной стороны соответствовали модели темной планеты, лишенной атмосферы, массивного аналога Меркурия. Форма фазовой кривой наглядно свидетельствовала о приливном захвате в орбитально-вращательный резонанс 1:1 (планета повернута к своей звезде только одной стороной).

При этом до недавнего времени масса LHS 3844 b оставалась неизвестной. Первооткрыватели смогли наложить на нее только мягкий верхний предел в 0.96 масс Юпитера. Понятно, что реальная масса должна быть гораздо меньше, в районе 2-3 масс Земли.

31 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов вышло сразу две статьи, посвященные измерению массы LHS 3844 b методом лучевых скоростей. Одна команда проанализировала 25 измерений лучевой скорости LHS 3844, полученных спектрографом ESPRESSO, вторая к этим же измерениям прибавила 60 измерений с помощью инфракрасного спектрографа CRIRES+, установленного на VLT. Масса планеты согласуется в пределах погрешностей у обеих групп, так что результат можно считать надежным.

Масса LHS 3844 b составила 2.37 ± 0.25 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.15 ± 0.6 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу.

Суперземля LHS 3844 b (показана зеленой звездой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красными треугольниками показаны планеты с ультракороткими периодами, вращающиеся вокруг красных карликов, синими кружками – планеты с ультракороткими периодами, вращающиеся вокруг FGK звезд, бежевыми точками – планеты с периодами больше 1 суток. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (в частности, оранжевой линией показаны планеты земного состава). Для сравнения приведены также Земля и Венера.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 6.876 ± 0.006 суток и амплитудой 3.05 ± 0.26 м/с, соответствующей планете с минимальной массой 2.56 ± 0.27 масс Земли. Вероятность ложного открытия этого колебания FAP = 2.1%, что выше формального порога в 1%, так что пока этот сигнал остается в статусе кандидата. Подтвердить или опровергнуть его планетную природу помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.28237
https://arxiv.org/pdf/2603.28238

 

 

2 апреля 2026
TOI-7169 b: транзитный горячий юпитер у очень низкометалличной звезды

Вскоре после открытия первых экзопланет стало ясно, что распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью родительской звезды. Чем больше в составе звезды элементов тяжелее гелия, тем выше вероятность обнаружить рядом с ней газовый гигант. Эта корреляция настолько сильная, что количество газовых гигантов у звезд с металличностью [Fe/H] < -0.5 буквально можно пересчитать по пальцам. Причем стоит отметить, что большинство этих планет было обнаружено методом лучевых скоростей, для которых известна только минимальная масса m sin i, а некоторые – на снимках инфракрасных телескопов, так что многие из этих тел могут оказаться не планетами, а коричневыми карликами.

30 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного горячего юпитера у древней солнцеподобной звезды TOI-7169. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Звезда интересна очень низким содержанием тяжелых элементов – их в 5.2 раза меньше, чем в составе Солнца! Это первый транзитный газовый гигант у звезды с такой низкой металличностью.

TOI-7169 удалена от нас на 454 ± 3 пк. Ее масса оценивается в 0.885 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 1.50 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.2 раза превышает светимость Солнца. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 12.3 ± 0.6 млрд. лет.

TOI-7169 попала на 16, 57 и 83-84 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.43731 суток и глубиной около 1%, соответствующий планете радиусом 1.475 ± 0.03 радиусов Юпитера. Чтобы подтвердить планетную природу кандидата и измерить его массу, авторы получили 19 измерений лучевой скорости TOI-7169 с помощью спектрографа TRES. Масса планеты оказалась равной 0.41 ± 0.14 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 0.159 ± 0.055 г/куб.см. Этот раздутый горячий юпитер вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0428 ± 0.0002 а.е. (6.14 ± 0.12 звездных радиусов), его эффективная температура достигает 1631 ± 20 К.

Планета TOI-7169 b (показана красным цветом) на диаграмме «Металличность родительской звезды [Fe/H] – Средняя плотность планеты» на фоне других газовых гигантов с массой меньше 2 масс Юпитера и радиусом от 1 до 1.5 радиусов Юпитера.

Метрика трансмиссионного спектра TOI-7169 b оценивается в 93. Система будет хорошей целью для JWST, который сможет исследовать ее атмосферу методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.25787

 

 

31 марта 2026
GJ 523 b: плотная океанида у молодого оранжевого карлика

Как известно, распределение небольших экзопланет по радиусам имеет двугорбый вид: плотные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и богатые летучими элементами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Строение мини-нептунов остается предметом активной дискуссии: одни модели описывают их как железокаменные ядра, окруженные протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, другие – как водные миры, теплые и массивные аналоги Ганимеда, утратившие свои первичные атмосферы или образовавшиеся в протопланетном диске уже после рассеяния газового диска. Скорее всего, обе модели можно рассматривать как предельные случаи, а в природе реализуются разнообразные промежуточные варианты. Некоторые планеты, формально являясь мини-нептунами, имеют среднюю плотность, превышающую среднюю плотность Земли; их описывают как железокаменные ядра, окруженные горячим глубоким водным океаном.

27 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию очень необычной планеты GJ 523 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Авторы назвали GJ 523 b мегаземлей, хотя скорее всего это океанида, при этом она находится на почти полярной орбите.

GJ 523 (TOI-7032) – оранжевый карлик спектрального класса K8 V, удаленный на 26.61 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.70 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно впятеро меньше солнечной светимости, содержание тяжелых элементов в полтора раза меньше солнечного. Быстрое вращение и заметный уровень активности говорят о молодости звезды, однако отсутствие линий лития в спектре свидетельствует, что ее возраст превышает 100 млн. лет. Проанализировав все данные, авторы оценили возраст GJ 523 в 169 ⁺¹⁰⁰/_-48 млн. лет.

GJ 523 попала на 23, 49-50 и 76-77 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 17.74574 ± 0.00005 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.55 ± 0.15 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, авторы получили 30 измерений лучевой скорости GJ 523 с помощью спектрографа NEID. Масса GJ 523 b оказалась равной 23.5 ± 3.3 масс Земли, что соответствует средней плотности 7.8 ^+0.20/_-0.16 г/куб.см. Этот экстремально плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1226 ± 0.0015 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.07, ее эффективная температура достигает 538 ± 13 К.

Сравнение с моделями показало, что GJ 523 b, скорее всего, представляет собой железокаменное ядро, окруженное водной мантией с массовой долей 0.21 ± 0.13, причем вода находится в виде пара и закритического флюида. Не исключена и водородная атмосфера с давлением у поверхности около 150 атмосфер, тогда на дне атмосферы находится горячий жидкий водный океан. Однако такой вариант маловероятен, скорее всего, вода там не конденсируется, т.е. между атмосферой и водной мантией нет границы раздела фаз (т.е. поверхности океана как таковой).

Сравнив наблюдаемую скорость вращения звезды с реальной, оцененной по периоду вращения (5.62 ± 0.07 суток), исследователи нашли, что ось вращения звезды наклонена к лучу зрения на 17.6 ± 5°, т.е. мы видим звезду примерно со стороны полюса. То, что GJ 523 b при этом является транзитной, говорит о резком наклоне ее орбиты к экватору звезды, превышающем 71.4 ± 5°. Другими словами, планета находится на почти полярной орбите. Пока неясно, как она там оказалась: для высокоэксцентричной миграции ее орбита пролегает слишком далеко от звезды, где приливные силы слабы, к тому же система еще молода, и в ней не обнаружено других тел. Возможно, удастся обнаружить внешнего компаньона с помощью астрометрии «Гайи» (ожидаемых релизов DR4 и DR5) и/или методом лучевых скоростей, если измерения лучевой скорости GJ 523 будут продолжены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.24682

 

 

29 марта 2026
TOI-1232 b, c: пара теплых юпитеров вблизи орбитального резонанса

«Теплыми юпитерами» обычно называют газовые гиганты с орбитальными периодами от 10 до 300 суток. Как и горячие юпитеры, теплые юпитеры попали на свои текущие орбиты в результате миграции. Существует два проработанных сценария такой миграции – взаимодействие с протопланетным диском, пока тот еще не рассеялся, и высокоэксцентричная миграция, в рамках которой будущий теплый или горячий юпитер сначала переходит на орбиту с высоким эксцентриситетом и низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. До сих пор неясно, какой из сценариев реализуется в природе (скорее всего, они оба).

Высокоэксцентричная миграция приводит к «одиночеству» будущих горячих юпитеров, потому что, находясь на эксцентричной орбите, газовый гигант эффективно зачищает всю внутреннюю часть планетной системы. Напротив, спокойная миграция в протопланетном диске благоприятна для появления в системе нескольких планет, часто связанных орбитальными резонансами низкого порядка.

20 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух газовых гигантов у солнцеподобной звезды TOI-1232. Одна из планет является транзитной, вторая нет; ее открыли с помощью тайминга транзитов и методом лучевых скоростей. Планеты близки к резонансу 2:1, но не находятся в нем.

TOI-1232 – звезда главной последовательности спектрального класса G1 V, удаленная от нас на 1213 ⁺⁷⁴/_-68 пк. Ее масса оценивается в 1.06 ± 0.065 солнечных масс, радиус – в 1.07 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость на 18 ± 6% превышает солнечную. Возраст звезды составляет 4 ± 2 млрд. лет.

TOI-1232 наблюдалась в совокупности на 27 секторах TESS (1, 3-7, 9-11, 13, 27-28, 30-31, 33-38, 61-64, 67-69). Кривая блеска оказалась сложной: с одной стороны, она демонстрировала признаки типичной затменно-переменной двойной с периодом 1.37 суток, с другой – на ней находились транзиты «правильной» корытообразной формы, наступающие каждые 14.3 суток. Дело оказалось в том, что TOI-1232 находится на богатом звездном поле, а размер пикселя матрицы TESS достигает 21 угловой секунды. В таких случаях часто бывает, что на 1 пиксель попадает сразу несколько близко расположенных фоновых звезд, свет которых загрязняет кривую блеска изучаемой звезды. И действительно, на расстоянии 13 угловых секунд от TOI-1232 была найдена затменно-переменная двойная TIC 364395227, совершающая один оборот за 1.37 суток (в этом убедились, пронаблюдав подозрительную звезду наземными телескопами метрового класса с высоким угловым разрешением). В то же время «правильные» транзиты с периодом 14.3 суток были связаны именно с TOI-1232, их глубина соответствовала газовому гиганту радиусом 0.975 ± 0.053 радиусов Юпитера.

Чтобы измерить массу транзитного кандидата, исследователи получили 21 измерение лучевой скорости TOI-1232 с помощью спектрографа FEROS. Масса TOI-1232 b составила 0.694 ± 0.04 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.117 ± 0.0014 а.е. и эксцентриситетом 0.065 ± 0.02, и делает один оборот за 14.256 ± 0.001 суток. Равновесная температура планеты оценивается в ~849 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса).

Планета TOI-1232 b (показана голубой звездочкой с черной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, размер кружков – среднюю плотность. Красной линией показана теоретическая зависимость масса-радиус для холодных водородно-гелиевых планет.

Долгое время наблюдений позволило пронаблюдать несколько десятков транзитов планеты TOI-1232 b. И оказалось, что моменты наступления транзитов испытывают синусоидальные вариации с амплитудой около 27 минут. Это указывает на наличие второй планеты, чье притяжение возмущает движение транзитного гиганта. Построив фотодинамическую модель и учтя измерения лучевой скорости родительской звезды, исследователи смогли довольно точно определить параметры TOI-1232 c: масса 0.184 ± 0.026 масс Юпитера, орбитальный период 30.356 ± 0.012 суток. Поскольку планета c не проходит по диску своей звезды, ее радиус остается неизвестным, но скорее всего, он близок к радиусу Юпитера или немного меньше. Орбита TOI-1232 c почти круговая, расстояние между планетой и звездой составляет 0.194 ± 0.0023 а.е.

Планеты b и c близки к резонансу 2:1, но не находятся в нем (отношение периодов ~2.13). Анализ динамической устойчивости показал, что система устойчива.

Помимо колебаний, вызванных планетами, лучевая скорость TOI-1232 демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите (тяжелой планеты-гиганта, коричневого карлика или маломассивной звезды).

Небольшой эксцентриситет и близость к резонансу говорят о том, что обе планеты оказались на своих текущих орбитах в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.18395

 

 

23 марта 2026
TOI-4552 b: суперземля с ультракоротким периодом у красного карлика

Красные карлики, особенно поздние – удобная цель для поиска небольших планет транзитным методом. Небольшие размеры дисков красных карликов делают транзиты планет более глубокими и заметными. Кроме того, распространенность землеразмерных планет и суперземель увеличивается с уменьшением массы родительской звезды. Особый интерес вызывают суперземли с орбитальным периодом меньше 1 суток – из-за высокой температуры дневного полушария они доступны для изучения методом эмиссионной спектроскопии (изучения зависимости глубины вторичного минимума от длины волны), с помощью которой можно определить альбедо и температуру дневного полушария, а в отдельных случаях – даже минералогический состав поверхности.

20 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземлии с ультракоротким периодом TOI-4552 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-4552 – красный карлик спектрального класса M4.5 V, удаленный на 27.38 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.262 ± 0.006 солнечных масс, радиус – в 0.287 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 120 раз меньше светимости Солнца. Низкий уровень активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте, который однако плохо определен.

TOI-4552 попала на 12, 39 и 66 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.3011 суток (7 часов 13 минут 35 секунд) и глубиной 0.126%. Дело осложнялось тем, что TOI-4552 находится на богатом звездном поле, и кривую блеска загрязняли целых пять фоновых звезд, находящихся от целевой звезды на расстоянии от 4’’ до 63’’. После учета их вклада радиус транзитного кандидата составил 1.11 ± 0.04 радиусов Земли.

Для измерения массы кандидата авторы получили 37 измерений лучевой скорости родительской звезды на спектрографе HARPS и 119 измерений на NIRPS. Масса TOI-4552 b оказалась равной 1.83 ± 0.47 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.74 ± 2.14 г/куб.см. Эта горячая суперземля вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0056255 ± 0.0000003 а.е. (844 тыс. км или 2.2 радиуса лунной орбиты), ее эффективная температура достигает 1122 ± 10 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону). Однако если учесть, что планета приливно захвачена и почти наверняка лишена атмосферы, температура дневного полушария составит 1434 ± 10 К.

TOI-4552 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с ультракороткими периодами (P < 1 суток). Черными кружками с барами ошибок показаны планеты красных карликов, серыми треугольниками – планеты более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения планет из силикатов, земного состава и планет из железа.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-4552 b лежит между линиями планет земного состава и планет из железа. Массовая доля металлического ядра в ее составе оценивается в 0.55 ^+0.17/_-0.24. Температура дневного полушария, хоть и высокая, недостаточна для расплавления силикатов и образования лавового океана. По всей видимости, планета представляет собой более массивный и горячий аналог Меркурия.

TOI-4552 b вращается на расстоянии ~4.2 звездных радиусов и подвергается воздействию мощных приливных сил. По расчетам авторов, планета немного вытянута в направлении на звезду (соответствующая полуось на 2.8% больше полуоси в поперечном направлении).

Метрика эмиссионного спектра ESM равна 19.5. Это делает систему хорошей целью для JWST, который смог бы изучить свойства дневного полушария TOI-4552 b методами эмиссионной спектроскопии. Наблюдения в течение полного орбитального периода позволят получить также фазовую кривую и измерить температуру ночного полушария планеты, что много скажет об уровне текущей вулканической активности.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.18233

 

 

21 марта 2026
JWST получил эмиссионный спектр планеты-гиганта у близкой звезды эпсилон Индейца

Получение прямых изображений – важный и очень перспективный метод поиска и изучения экзопланет. Однако регистрация света, отраженного планетой, исключительно трудна из-за огромной разницы в яркости звезды и ее планеты, а также малого углового расстояния между ними. До сих пор ни одна экзопланета не была зарегистрирована в отраженных лучах.

Вместе с тем снимки экзопланет получают уже не первое десятилетие. Молодые массивные газовые гиганты излучают сами за счет запасов тепловой энергии, и их можно фотографировать инфракрасными телескопами, как наземными, так и космическими. Температура молодых планет (моложе 100 млн. лет) может достигать 1-1.5 тыс. градусов, и они являются довольно яркими источниками в лучах с длиной волны 1-4 мкм. Однако с возрастом планеты остывают, тускнеют, и максимум их теплового излучения сдвигается в длинноволновую область спектра, которую сложно наблюдать с Земли из-за непрозрачности атмосферы и ее собственного теплового излучения.

С запуском космического ИК телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) для экзопланетологов открылась новая эра. Телескоп несет на борту чувствительный спектрометр среднего инфракрасного диапазона MIRI, что дает возможность регистрировать тепловое излучение планет, нагретых буквально до комнатной температуры, 250-300 К. Теперь для прямого наблюдения стали доступны планеты-гиганты у близких звезд с возрастом, сравнимым с возрастом Солнца (3-5 млрд. лет). Одной из таких планет стала эпсилон Индейца b, вращающаяся вокруг близкого (3.64 пк) оранжевого карлика эпсилон Индейца (eps Ind, HD 209100).

Газовый гигант эпсилон Индейца b был представлен в 2019 году. Его обнаружили методом лучевых скоростей и астрометрией – непрямыми методами, основанными на регистрации отклика звезды на свою планету. В июле 2023 года систему впервые наблюдали на JWST – и рядом со звездой обнаружили слабый инфракрасный источник, который отождествили с планетой b. Параметры планеты, обнаруженной на снимках, довольно сильно отличались от параметров, рисуемых методом лучевых скоростей и астрометрией – в частности, ее масса оказалась равной не 3 массы Юпитера, а 6-7 масс Юпитера, а большая полуось орбиты оказалась более чем вдвое больше, чем было получено непрямыми методами.

11 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появились сразу две статьи от независимых научных коллективов, посвященные новым наблюдениям eps Ind b на JWST. Первая группа (ведущий автор Elisabeth C. Matthews) получила фотометрию планеты в фильтре F1140C инструмента MIRI, т.е. в ИК лучах с длиной волны ~11.3 мкм, использовав коронограф для подавления света звезды. Вторая группа (ведущий автор Aniket Sanghi) провела съемку eps Ind b спектрографами ближнего и среднего ИК диапазонов NIRCam и MIRI сразу в нескольких фильтрах, построив таким образом грубый эмиссионный спектр планеты. В момент наблюдений планету и звезду разделяло угловое расстояние ~3.5’’.

Снимки eps Ind b в различных фильтрах (вверху) и составной эмиссионный спектр планеты (внизу). Оранжевой звездой с черной обводкой показано положение родительской звезды eps Ind, изображение планеты обведено белой окружностью. В лучах с длиной волны 2 мкм (фильтр F200W) планета не обнаружена, ее положение отмечено белым крестиком. В спектре треугольниками острием вниз показаны верхние пределы, квадратами с названиями фильтров или телескопов – полученные фотометрические измерения. Серые и цветные линии в нижней части графика – диапазоны чувствительности каждого фильтра в зависимости от длины волны. Из работы Sanghi et al.

Планету эпсилон Индейца b удалось обнаружить на снимках, сделанных через все примененные фильтры, за исключением фильтра F200W (ИК лучи с длиной волны 2 мкм). Matthews et al. нашли, что в лучах с длиной волны 11.3 мкм планета на 0.88 ± 0.08 звездных величин ярче, чем в лучах с длиной волны 10.6 мкм (фильтр F1065C). Они объяснили это тем, что в области 10-11 мкм находятся две мощные полосы поглощения аммиака. Аммиак в атмосфере eps Ind b поглощает тепловое излучение планеты, поэтому при съемке в фильтре F1065C последняя выглядит тусклее, чем в соседнем диапазоне, в фильтре F1140C. Вместе с тем эта разница не так велика, как должна была быть в случае безоблачной атмосферы. Matthews et al. пришли к выводу, что eps Ind b окутана облаками из водяного льда, и мы видим только тот аммиак, что находится выше облаков.

Sanghi et al. оценили температуру eps Ind b в 275 ± 5 К, а радиус – в 1.05 радиусов Юпитера. Они также нашли в атмосфере планеты аммиак, но подтвердить или опровергнуть наличие облаков не смогли. Обе группы заново оценили массу планеты: Matthews et al. в 7.6 ± 0.7 масс Юпитера, Sanghi et al. – в 6.5 ^+0.7/_-0.6 масс Юпитера. Как можно видеть, эти оценки хоть и отличаются, но согласуются в пределах погрешностей.

Оба коллектива попытались уточнить элементы орбиты eps Ind b. Они сошлись во мнении, что орбита отличается умеренным эксцентриситетом: 0.24 ^+0.11/_-0.08 (Matthews et al.) и 0.25 ± 0.09 (Sanghi et al.). Интересно, что эти величины близки к эксцентриситету, определенному методом лучевых скоростей и астрометрией – 0.26 ^+0.07/_-0.03, но отличаются от величины, предложенной на основе предыдущих наблюдений на JWST – 0.40 ± 0.18. Похоже, в эти наблюдения или их интерпретацию вкралась ошибка, и реальный эксцентриситет орбиты eps Ind b действительно близок к 0.25.

Также авторы очень близко сошлись в определении наклонения орбиты планеты к лучу зрения i. Matthews et al. нашли его равным 102.3 ± 1.9°, Sanghi et al. – 102.2 ± 1.7°. Это означает, что мы наблюдаем систему примерно с ребра.

При этом в определении величины большой полуоси орбиты eps Ind b исследователи пока не достигли согласия. Matthews et al. оценили ее в 20.9 ^+5.8/_-3.3 а.е., Sanghi et al. – в 15.8 ^+1.7/_-1.4 а.е. Интересно, что метод лучевых скоростей и астрометрия дают значение 11.6 ± 0.9 а.е., а после предыдущих наблюдений на JWST ее оценили в 28.4 ^+10.0/_-7.2 а.е. Необходимы дальнейшие наблюдения, в том числе астрометрические, чтобы уточнить поперечник орбиты eps Ind b.

Наблюдения эпсилон Индейца b продемонстрировали большой потенциал научных инструментов на борту JWST, особенно MIRI, в изучении достаточно холодных планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.08780
https://arxiv.org/pdf/2603.08787

 

 

17 марта 2026
Измерена масса тяжелого нептуна TOI-672 b

Если расположить известные планеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», они лягут существенно неравномерно: одни области диаграммы окажутся густо населены, другие пустынны. В частности, хорошо заметен резкий дефицит планет с радиусами 3-8 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3 суток, называемый «пустыней горячих нептунов». С увеличением орбитальных периодов планет этого размера становится больше, но их количество все равно остается существенно меньшим, чем количество планет с радиусами 2-3 радиуса Земли. Некоторые исследователи называют эту область «саванной». Выделяют и другие, менее заметные особенности распределения планет.

Пустыню горячих нептунов нельзя объяснить наблюдательной селекцией, поскольку планеты радиусом 3-8 радиусов Земли с периодами меньше 3 суток хорошо заметны и легко обнаруживаются и транзитным методом, и методом лучевых скоростей. Среди гипотез, объясняющих «пустыню» - фотоиспарение первичных атмосфер небольших планет и приливное разрушение легких газовых гигантов в процессе высокоэксцентричной миграции. Важно учитывать и свойства родительских звезд: при одинаковом орбитальном периоде F звезды гораздо сильнее нагревают свои планеты, чем красные карлики. В итоге положение пустыни горячих нептунов, вращающихся вокруг красных карликов, отличается от положения пустыни у более горячих звезд.

16 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы тяжелого нептуна TOI-672 b, расположенного на краю пустыни горячих нептунов (на «хребте нептунов», ridge, как говорят сами авторы). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-672 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 67.27 ± 0.09 пк. Его массу и радиус определяли разными методами, и они дали несколько различающиеся значения, при том согласующиеся в пределах погрешностей (оба варианта приведены через косую черту). Масса звезды оценивается в 0.54 ± 0.03 / 0.57 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.03 / 0.563 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость в 18-21 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца.

TOI-672 попала на 9, 10, 36 и 63 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.63358 суток и глубиной 8668 ± 124 ppm (~0.87%), соответствующей планете размерного класса нептунов. Глубина транзитов позволяет легко фиксировать их с Земли, так что систему наблюдали и наземными 60-сантиметровыми телескопами ExTrA. Это было сделано для исключения светового загрязнения со стороны близких фоновых звезд: один пиксель матрицы TESS имеет поперечник 21 угловую секунду, а изображение звезд еще слегка расфокусировано и занимает несколько пикселей, поэтому близкие фоновые звезды могут слиться с изображением целевой звезды. Это приводит к кажущемуся уменьшению глубины транзита и недооценке размеров планеты.

Чтобы измерить массу транзитного кандидата, авторы получили 17 измерений лучевой скорости TOI-672 с помощью спектрографа HARPS и 23 измерения с помощью NIRPS. Масса планеты TOI-672 b оказалась равной 50.9 ± 4.5 масс Земли (0.160 ± 0.014 масс Юпитера), что при радиусе 5.31 ± 0.26 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.86 ^+0.34/_-0.26 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0376 ± 0.0007 а.е., ее эффективная температура оценивается в 699 ± 15 К.

TOI-672 b (показана желтой пятиконечной звездой) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» среди других транзитных экзопланет. Планеты красных карликов представлены светло-зелеными точками с черной обводкой, серыми точками – планеты более горячих звезд. Оранжевыми линиями показана граница пустыни горячих нептунов из статьи (Mazeh et al, 2016), красной линией – граница пустыни горячих нептунов у красных карликов. Подписаны области «саванны» и «хребта».

Относительно высокая средняя плотность TOI-672 b говорит о том, что она является тяжелым нептуном, а не легким газовым гигантом. Сравнение с моделями показывает, что доля водородно-гелиевой оболочки составляет 20-30% от массы планеты (в зависимости от количества воды в недрах).

Хотя формально (по определению, данному в статье Mazeh et al, 2016) TOI-672 b попадает в пустыню горячих нептунов, сами авторы относят эту планету к «хребту». Они показывают, что пустыня горячих нептунов у красных карликов заканчивается на планетах с орбитальным периодом ~2.2 суток. По всей видимости, из-за меньшей светимости красных карликов их планеты оказываются прохладнее и не так быстро теряют первичные атмосферы, как планеты с тем же орбитальным периодом у более горячих звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.12345

 

 

15 марта 2026
Вторая планета в системе GJ 1137 (HD 93083)

Метод лучевых скоростей – непрямой метод поиска экзопланет: с его помощью исследователи регистрируют отклик родительской звезды на принадлежащую ей планетную систему. Изменение лучевой скорости звезды является суперпозицией колебаний, вызванных каждой планетой. Нередко случается так, что исследователи сначала обнаруживают у звезды одну наиболее заметную планету, а затем с увеличением количества и точности измерений – и вторую, и третью. Случаются и разочарования, когда анализ звездной активности показывает, что обнаруженное колебание лучевой скорости звезды вызвано не планетой, а магнитным циклом активности звезды, аналогичным 11.2-летнему циклу солнечной активности.

6 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию второй планеты в системе GJ 1137 (HD 93083). Как и первая, она была обнаружена методом лучевых скоростей. При этом искали авторы совсем другую планету, которая оказалась в итоге ложнопозитивом, связанным со звездной активностью.

Первая планета у оранжевого карлика HD 93083 была обнаружена еще в 2005 году. Ею оказался газовый гигант HD 93083 b с минимальной массой ~0.37 масс Юпитера и орбитальным периодом 143.6 суток. Кроме колебания, вызванного планетой b, лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный дрейф, говорящий о наличии еще одной долгопериодической планеты с периодом 15-16 лет.

Для уточнения параметров внешней планеты авторы изучили 140 высококачественных спектров HD 93083, полученных с января 2004 по июль 2017 года спектрографом HARPS. Кроме измерения лучевой скорости, каждый из спектров нес в себе и маркеры звездной активности. В итоге исследователи пришли к выводу, что 16-летнее колебание вызвано не планетой, а собственным магнитным циклом звезды. Также они уточнили массу звезды и определили ее возраст, который оказался равным 10.7 ^+2.2/_-1.3 млрд. лет.

После учета звездной активности периодограмма показала наличие еще одного RV-сигнала с периодом 9.641 ± 0.001 суток и амплитудой 1.73 ± 0.24 м/с. Сигнал оставался когерентным на протяжении 13 лет и не сопровождался никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что он вызван планетой HD 93083 c с минимальной массой 5.1 ± 0.7 масс Земли. Планета вращается по орбите, неотличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.0835 ± 0.0008 а.е., освещенность на ее орбите в 58.4 ± 5.6 раз превышает освещенность на орбите Земли.

Пересмотр параметров звезды привел и к пересмотру параметров уже известной планеты b. На текущий момент ее минимальная масса оценивается в 0.451 ± 0.012 а.е., эксцентриситет орбиты уменьшился до 0.118 ± 0.016 (было ~0.14), орбитальный период уточнили до 144.72 ± 0.03 суток. Планета вращается у внутреннего края оптимистичной обитаемой зоны, ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.04919

 

 

11 марта 2026
У очень близкого красного карлика GJ 887 открыты еще две планеты

Поскольку вероятность транзитной конфигурации в общем случае невелика и даже для ближайших в звезде планет не превышает 10-20%, для поиска планет у ближайших звезд больше всего подходит метод лучевых скоростей, гораздо менее чувствительный к наклонению орбит. Как правило, для поиска планет этим методом необходимы долгие и плотные ряды измерений лучевой скорости звезды с высокой точностью, в идеале превышающей 1 м/с. Также необходимо учитывать звездную активность, потому что колебания звездной фотосферы способны имитировать RV-сигналы планет и приводить к ложным открытиям.

Многие программы по поиску планет у ближайших звезд длятся не одно десятилетие. Нередко случается так, что сначала у звезды открывают одну-две наиболее заметных планеты, а затем с появлением дополнительных данных – и другие планеты, менее явные.

Одной из таких систем является планетная система у красного карлика GJ 887 (HD 217987, Lacaille 9352), удаленного от нас всего на 3.288 пк. В 2020 году у этой звезды методом лучевых скоростей были открыты две планеты с орбитальными периодами 9.26 и 21.79 суток и минимальными массами 4.2 и 7.6 масс Земли, соответственно. Также авторы заподозрили наличие третьего RV-сигнала с периодом 50.7 суток, но не смогли доказать его планетную природу.

Наблюдения за системой GJ 887 продолжились. 11 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию в ней еще двух планет. Авторы собрали 850(!) измерений лучевой скорости GJ 887 с помощью спектрографа HARPS, 19 измерений на ESPRESSO и еще несколько десятков измерений на менее точных спектрографах. Также исследователи изучили фотометрию звезды и определили ее период вращения вокруг своей оси. В итоге они подтвердили планетную природу 50.7-суточного сигнала и нашли еще одну планету. В итоге общее количество известных планет в этой системе достигло четырех (+ обнаружен еще один кандидат, природа которого пока неясна).

С учетом всей совокупности данных система теперь выглядит так.
Первая планета – GJ 887 e (новая) с орбитальным периодом 4.42490 ± 0.00014 суток и минимальной массой 1.46 ± 0.19 масс Земли. Суперземля вращается по орбите, неотличимой от круговой, на расстоянии 0.0417 ± 0.0015 а.е., ее эффективная температура достигает 544 ± 21 К.

Вторая планета – уже известная GJ 887 b с орбитальным периодом 9.2619 ± 0.0005 суток и минимальной массой 3.9 ± 0.5 масс Земли. Если раньше орбиту считали круговой (точнее, не удавалось выявить разницу между круговой и эллиптической орбитой), то теперь с получением новых данных получилось измерить эксцентриситет орбиты – 0.14 ± 0.06. Вторая суперземля вращается на среднем расстоянии 0.0683 ± 0.0024 а.е., ее эффективная температура оценивается в 426 ± 16 К (т.е. планета немного горячее Меркурия).

Третья планета – уже известная GJ 887 c с орбитальным периодом 21.784 ± 0.004 суток и минимальной массой 6.5 ± 1.0 масс Земли. Как можно видеть, с учетом новых данных масса планеты несколько уменьшилась. Мини-нептун вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.121 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.06, его эффективная температура составляет 320 ± 13 К (температурный режим близок к температурному режиму Венеры).

Наконец, четвертая планета – новая GJ 887 d с орбитальным периодом 50.77 ± 0.05 суток и минимальной массой 6.1 ± 1.4 масс Земли. Планета находится в обитаемой зоне, ее эффективная температура оценивается в 241 ± 10 К (температурный режим промежуточный между температурными режимами Земли и Марса). К сожалению, большая масса планеты делает крайне маловероятной ее потенциальную обитаемость – скорее всего, перед нами мини-нептун с протяженной первичной атмосферой, обеспечивающей мощный парниковый эффект.

После вычитания из данных колебаний, соответствующих всем четырем планетам, исследователи зарегистрировали еще одно слабое колебание с периодом 2.2 суток и амплитудой 0.37 м/с, однако его достоверность низка, а природа непонятна. Этот сигнал пока остается в статусе кандидата.

Авторы изучили фотометрию GJ 887, полученную TESS, но никаких транзитов не обнаружили.

Система GJ 887 остается привлекательной целью для будущих исследований. В частности, авторы надеются увидеть внешнюю GJ 887 d на снимках в отраженных лучах, которые получат телескопы следующего поколения, такие как HabEx и HWO.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.08929

 

 

7 марта 2026
Открыта суперземля у близкого красного карлика TOI-1080

Распространенность землеразмерных планет увеличивается с уменьшением массы родительских звезд, кроме того, транзиты небольших планет заметнее на фоне небольших звездных дисков. Все это делает близкие и относительно яркие красные карлики подходящей целью для поисков рядом с ними землеразмерных планет и суперземель.

3 марта 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли у красного карлика TOI-1080. Планета была обнаружена TESS и прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения). Новая планета станет прекрасной целью для JWST.

TOI-1080 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 25.56 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.167 ± 0.004 солнечных масс, радиус – в 0.202 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость примерно в 309 раз меньше солнечной. Низкий уровень активности говорит о древнем возрасте, превышающем 5-7 млрд. лет. Интересно, что звезда приближается к нам со скоростью 78 ± 2 км/с.

TOI-1080 попала на 13, 66 и 93 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.96525 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.20 ± 0.06 радиусов Земли. Чтобы оценить массу планеты, исследователи получили 6 измерений лучевой скорости TOI-1080 за три ночи с помощью ИК спектрографа NIRPS. В результате удалось найти только верхний предел: масса TOI-1080 b не превышает 10.7 масс Земли. Почти наверняка реальная масса планеты находится в диапазоне 1.2-3.0 масс Земли. Эта суперземля вращается по орбите, неотличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.0272 ± 0.0016 а.е. (29.3 ± 1.6 звездных радиусов), ее эффективная температура составляет 368 ± 12 К (температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Измерение массы TOI-1080 b – вполне посильная задача для уже существующих инструментов. Так, исследователи подсчитали, что для измерения массы планеты с точностью лучше 20% (33%) потребуется 133 (48) измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа ESPRESSO. Нет сомнений, что в ближайшем будущем это будет сделано.

Авторы также оценили потенциал TOI-1080 b в изучении свойств ее атмосферы методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Они нашли, что планета будет хорошей целью для JWST. По расчетам, планета находится заметно ниже «космической береговой линии» и с высокой долей вероятности сохранила плотную вторичную атмосферу, которая может быть углекислотной и/или кислородной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2603.00385

 

 

5 марта 2026
Три транзитных газовых гиганта от TESS: TIC 147027702 b, TIC 245076932 b и TOI-6752 b

Поскольку вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Тем больший интерес вызывают более удаленные и относительно прохладные транзитные планеты. Объекты с периодами больше ~10 суток не испытывают скругления орбит приливными силами (точнее, характерное время скругления начинает многократно превышать возраст вселенной) – отсюда следует, что эксцентриситеты орбит таких планет сохраняют отпечаток их динамической истории.

25 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию трех транзитных газовых гигантов с орбитальными периодами больше 10 суток. Все планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей, а также наземными фотометрическими наблюдениями. Для измерения массы планет исследователи применили новый спектрограф PLATOSpec, установленный на 1.52-метровом телескопе обсерватории Ла Силья, Чили. Спектрограф имеет не слишком большое разрешение, средняя точность единичного измерения лучевых скоростей составила от 16.6 м/с до 26.6 м/с, но поскольку перед нами газовые гиганты, этой точности оказалось достаточно.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TIC 147027702 (TYC 7735-1496-1)	456.8 ± 3.5	F	1.41 ± 0.08	2.14 ± 0.10	6.8 ± 0.5	-0.08 ± 0.05	2.7 ± 0.7
TIC 245076932 (TYC 8259-1806-1)	314.7 ± 2.2	F	1.12 ± 0.06	1.29 ± 0.06	2.11 ± 0.13	0.02 ± 0.05	4.5 ± 1.3
TOI-6752	399.1 ± 3.3	F	1.24 ± 0.08	1.49 ± 0.07	2.80 ± 0.26	0.16 ± 0.05	3.5 +1.3/-0.9

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TYC 7735-1496-1 b	44.40523 ± 0.00013	0.274 ± 0.014	0.13 ± 0.05	1.09 +0.07/-0.13	0.98 ± 0.07	1.57 ± 0.49	863 ± 27
TYC 8259-1806-1 b	21.61389 ± 0.00002	0.157 ± 0.007	0.43 ± 0.02	0.51 ± 0.05	0.97 ± 0.05	0.747 ± 0.056	845 ± 25
TOI-6752 b	11.36493 ± 0.00002	0.106 ± 0.005	0.12 ± 0.07	1.29 ± 0.11	0.97 ± 0.09	1.88 ± 0.33	1110 ± 33

Все три новые планеты нагреты умеренно и не раздуты – их радиусы близки к радиусу Юпитера.

Новые планеты (обведены черной обводкой и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой и орбитальными периодами больше 10 суток. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Серые пунктирные линии показывают линии равной плотности (сверху вниз) 0.1, 1 и 10 г/куб.см.

Все три планеты будут хорошими целями для измерения наклонения их орбит к экватору звезды с помощью эффекта МакЛафлина, особенно если лучевые скорости звезд во время транзита планет будут измеряться более точными спектрографами, чем PLATOSpec – например, HARPS или ESPRESSO. Особый интерес вызывает эксцентричная TIC 245076932 b, орбита которой ожидается сильно наклоненной к экватору звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.20654

 

 

3 марта 2026
TOI-5734 b: массивная суперземля у молодой звезды

Для лучшего понимания процессов формирования и эволюции планетных систем необходимо наблюдать планеты разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно интересны молодые системы, поскольку многие важные процессы (например, миграция планет или потеря ими первичных атмосфер) происходят в первый миллиард лет. Вместе с тем юные системы являются трудной целью из-за бурной активности молодых звезд – многочисленных пятен, частых вспышек, быстрого вращения, и пр.

23 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию молодой суперземли TOI-5734 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, ее свойства выглядят неожиданными.

TOI-5734 – оранжевый карлик спектрального класса K3-K4 V, удаленный на 32.57 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.724 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.64 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.181 ± 0.009 солнечных светимостей. Звезда делает один оборот вокруг своей оси за ~11.1 суток. Быстрое вращение, линии лития в спектре и высокий уровень активности говорят о молодости TOI-5734, ее возраст составляет 500 ⁺³⁰⁰/_-150 млн. лет.

TOI-5734 попала на 20, 47 и 60 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.18419 ± 0.00001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.10 ± 0.12 радиусов Земли. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, авторы получили 97 измерений лучевой скорости TOI-5734 на спектрографе HARPS-N. Масса TOI-5734 b оказалась равной 9.1 ± 2.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.4 ^+2.0/_-1.7 г/куб.см (0.98 ^+0.36/_-0.30 средней плотности Земли). Планета вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0592 ± 0.0002 а.е., ее эффективная температура достигает 688 ± 23 К.

TOI-5734 b (подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других молодых планет возрастом меньше 1 млрд. лет. Цвет планет отражает их возраст, цветовая шкала расположена над графиком. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Размытой серой полосой показан зазор Фултона («долина радиусов»).

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-5734 b находится между линией силикатов и линией супер-Ганимедов (планет, состоящих 50/50 из горных пород и воды). Другими словами, несмотря на свои солидные размеры, планета является скорее суперземлей, чем мини-нептуном. TOI-5734 b может иметь железокаменный состав и 0.1% первичной водородно-гелиевой атмосферы, а может включать несколько десятков процентов воды при минимуме водорода.

По мнению авторов, TOI-5734 b сформировалась как мини-нептун с массой первичной атмосферы 1-5% и общим радиусом 3.4 ^+1.2/_-0.3 радиусов Земли. В ходе эволюции она потеряла почти весь свой водород и уменьшилась в размерах до текущего значения ~2.1 радиусов Земли. В дальнейшем планета продолжит терять атмосферу и сжиматься, пока в возрасте около 1 млрд. лет не достигнет радиуса ~1.8 радиусов Земли, на котором и остановится.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.18108

 

 

27 февраля 2026
Два горячих субсатурна TOI-883 b и TOI-899 b

Субсатурнами или планетами промежуточной массы называют планеты, чьи массы и радиусы больше массы и радиуса Нептуна (~17 масс Земли, ~4 радиуса Земли), но меньше массы и радиуса Сатурна (~95 масс Земли, ~9.5 радиусов Земли). Эти планеты не представляют однородную группу объектов: среди них есть тяжелые нептуны, легкие газовые гиганты и планеты среднего типа, в которых массовые доли ядра и водородно-гелиевой оболочки близки к 50%. Как правило, субсатурны обнаруживаются транзитным методом, а затем их массу измеряют методом лучевых скоростей, что позволяет определить среднюю плотность и оценить химический состав этих планет.

19 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух субсатурнов TOI-883 b и TOI-899 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов FEROS, HARPS, PFS и CHIRON.

Обе родительские звезды являются солнцеподобными звездами спектрального класса G3 V. TOI-883 удалена от нас на 103.0 ± 0.3 пк, TOI-899 – на 307.7 ± 1.9 пк. Массы обеих звезд близки, 0.96 ± 0.05 и 0.97 ± 0.05 солнечных масс, но радиусы отличаются: у TOI-883 он оценивается в 0.988 ± 0.012 солнечных радиусов, у TOI-899 – в 1.086 ± 0.013 солнечных радиусов. Вызвана эта разница тем, что TOI-899 заметно старше TOI-883: ее возраст достигает 8.4 ± 2.0 млрд. лет, тогда как у TOI-883 он составляет 6.5 ± 2.1 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе обеих звезд мало отличается от солнечного.

При массе 0.123 ± 0.012 масс Юпитера (39.1 ± 3.8 масс Земли) радиус планеты TOI-883 b равен 0.604 ± 0.028 радиусов Юпитера (6.8 ± 0.3 радиусов Земли) – перед нами тяжелый нептун. TOI-883 b вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0898 ± 0.0023 а.е. (19.6 ± 1.0 звездных радиусов) и делает один оборот за 10.05772 ± 0.00002 суток, ее эффективная температура оценивается в 1086 ± 19 К (в предположении нулевого альбедо).

Радиус TOI-899 b достигает 0.991 ± 0.044 радиусов Юпитера, масса – 0.213 ± 0.024 масс Юпитера, это легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.106 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.22 ± 0.06, и делает один оборот за 12.84619 ± 0.00001 суток, ее эффективная температура оценивается в 1040 ± 19 К.

Планеты TOI-883 b и TOI-899 b (показаны синим и оранжевым ромбами) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других космических объектов, начиная от карликовых планет и спутников Солнечной системы и заканчивая звездами главной последовательности. Авторы выделяют оттенками серого цвета массовые диапазоны планет земного типа, где радиус зависит от массы как R ~ m0.28, нептунов (R ~ m0.59), газовых гигантов, включая коричневые карлики (R ~ m-0.04) и звезд главной последовательности (R ~ m0.88).

Обе планеты будут удобными целями для изучения свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.16646

 

 

25 февраля 2026
NGTS-38 b (TIC 65910228 b): транзитный гигант на эксцентричной 180-дневной орбите

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных экзопланет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Тем больший интерес представляют немногочисленные долгопериодические транзитные планеты с орбитальным периодом больше ста суток.

19 февраля 2026 года в архиве электронных препринтов появились сразу две статьи от двух независимых научных коллективов, посвященные открытию долгопериодической транзитной планеты NGTS-38 b (TIC 65910228 b). Планета была открыта TESS по единственному транзитному событию, в дальнейшем наблюдалась наземными телескопами (разными у обеих научных групп), масса планеты была измерена методом лучевых скоростей. Параметры и звезды, и планеты в статьях несколько отличаются, но в основном согласуются в пределах погрешностей (далее они приводятся через косую черту).

NGTS-38 – яркая звезда спектрального класса F6 или F7, удаленная от нас на 265 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 1.46 ± 0.09 / 1.39 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.88 ± 0.08 / 1.86 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость в 5.0 / 4.7 раз больше светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2 / 1.4 раза больше, чем в составе Солнца. NGTS-38 уже сходит с главной последовательности и начинает эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 2.2 ± 0.5 / 2.8 ± 0.6 млрд. лет.

NGTS-38 (TIC 65910228) попала на 7, 33, 34, 61, 87 и 88 сектора TESS. На кривой блеска 33 сектора прорисовалось единственное транзитное событие продолжительностью ~14.7 часов и глубиной, соответствующей планете-гиганту. Чтобы определить орбитальный период кандидата, исследователи наблюдали звезду наземными телескопами метрового класса, а также измеряли ее лучевую скорость спектрографами CORALIE и HARPS (1-я группа) и FEROS и PLATOSpec (2-я группа). Совокупность данных указывает на наличие массивного газового гиганта на умеренно эксцентричной орбите.

При радиусе 1.08 ± 0.05 / 1.09 ± 0.06 радиусов Юпитера масса NGTS-38 b достигает 4.8 ± 0.4 /4.55 ± 0.25 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 4.7 ^+1.0/_-0.8 / 4.4 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.695 ± 0.036 / 0.697 ± 0.012 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.01 / 0.25 ± 0.04, и делает один оборот за 180.53 суток. Эффективная температура NGTS-38 b, усредненная по орбитальному периоду, оценивается в 458 ± 11 К (в предположении альбедо, равного 0.3) или 582 ± 8 К (в предположении нулевого альбедо).

NGTS-38 b (показана звездой с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика.

Хотя NGTS-38 b находится на эксцентричной орбите, она не проходит этап высокоэксцентричной миграции, поскольку характерное время скругления текущей орбиты приливными силами многократно превышает возраст Вселенной. Также исследователи исключили приливный захват этой планеты – она находится слишком далеко от звезды, чтобы быть повернутой к ней только одной стороной.

К сожалению, умеренная температура и большая масса NGTS-38 b приводят к малой шкале высот в ее атмосфере и низкому значению метрики трансмиссионного спектра. Изучать атмосферу гиганта будет непросто даже следующему поколению научных инструментов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.12977
https://arxiv.org/pdf/2602.13125

 

 

21 февраля 2026
В системе HD 50554 открыты две транзитные суперземли

Внесолнечные планетные системы отличаются не только богатым разнообразием планет, но и разнообразной архитектурой, т.е. особенностями строения. Например, замечена корреляция между наличием газовых гигантов на широких орбитах («холодных юпитеров») и суперземель на тесных орбитах – при наличии холодного юпитера вероятность существования в системе горячих суперземель в несколько раз больше, чем у случайных звезд поля. Хотя в Солнечной системе горячих суперземель нет, строение Солнечной системы имеет похожую особенность – газовые гиганты (Юпитер, Сатурн) находятся на долгопериодических орбитах, а планеты земной группы вращаются ближе к Солнцу.

12 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации двух транзитных планет у звезды HD 50554, у которой уже была известна массивная планета-гигант HD 50554 b. Авторы искали в фотометрии TESS транзиты небольших планет с периодами меньше 10 суток у 132 солнцеподобных звезд, у которых ранее были обнаружены 149 долгопериодических газовых гигантов массой от 0.3 до 20 масс Юпитера с орбитальными периодами больше 300 суток и большой полуосью орбиты менее 10 а.е. Всего было обнаружено 6 транзитных суперземель, из них две у звезды HD 50554 представляются впервые.

HD 50554 (TOI-6965) – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная на 31.07 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.15 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в полтора раза больше светимости Солнца. В 2002 году у нее методом лучевых скоростей была открыта планета минимальной массой около 5 масс Юпитера и орбитальным периодом 1255 ± 34 суток, вращающаяся по эллиптической орбите с эксцентриситетом ~0.5. В 2023 году с помощью астрометрии, полученной «Гайей», удалось оценить наклонение орбиты этой планеты – 61 ± 12°. С учетом этого истинная масса HD 50554 b оказалась равной 5.85 ^+0.90/_-0.52 масс Юпитера.

HD 50554 попала на 44, 45, 71 и 72 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 5.96936 ± 0.00002 и 28.0694 ± 0.0004 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.31 ± 0.06 и 1.41 ^+0.14/_-0.09 радиусов Земли, соответственно. Вероятность не планетной природы транзитных кандидатов оценивается в 4·10^-4. Авторы подняли 157 архивных измерений лучевой скорости HD 50554, полученных за 20 лет, но смогли получить только верхние пределы на массы обеих планет – 5.3 и 10.4 масс Земли, соответственно. Скорее всего, обе планеты имеют железокаменный состав, а их реальные массы близки к 2-3 массам Земли.

Как пишут исследователи, холодные газовые гиганты и горячие суперземли действительно часто выступают «в связке» – вероятность наличия горячих суперземель в 8.1 ^+4.2/_-3.2 раза выше в системах, где есть газовые гиганты с орбитальными периодами больше 300 суток, чем у случайных звезд поля.

Если наклонение орбиты планеты b подтвердится, окажется, что взаимное наклонение орбит внутренней пары суперземель и внешнего гиганта может превышать 30°. Это не уникальный случай – бурная динамическая эволюция планетных систем нередко приводит к резко эксцентричным орбитам и большому углу наклона между ними. Уточнить наклон HD 50554 b можно будет после выхода каталога астрометрической миссии «Гайя» DR4, запланированного на конец 2026 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.11017

 

 

17 февраля 2026
4-планетная система у звезды толстого диска LHS 1903 (TOI-1730)

Как известно, распределение небольших планет по радиусам демонстрирует двугорбый вид – железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и богатые летучими элементами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Происхождение долины радиусов до сих пор неясно. Для ее объяснения предложено несколько гипотез, среди которых – фотоиспарение атмосфер мини-нептунов под действием жесткой радиации со стороны близкой звезды, истечение первичных атмосфер под действием высокой температуры самой планеты, формирование планет из вещества, обедненного летучими элементами или богатого ими. Все эти гипотезы предсказывают разную зависимость положения зазора Фултона от расстояния между планетой и родительской звездой, однако пока наблюдательных данных слишком мало, чтобы достоверно определить, какая из гипотез ближе к истине.

Для выявления причин происхождения долины радиусов незаменимы многопланетные системы с транзитными планетами, радиусы которых близки к 1.5-2.0 радиусам Земли. Планеты в таких системах сформировались из одного протопланетного диска, имеют одинаковый возраст и вращаются вокруг одной и той же звезды. Это позволяет избавиться от многих неопределенностей, связанных с разной историей планет из разных планетных систем.

12 февраля 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию четырех планет у красного карлика LHS 1903. Планеты были открыты TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N. Система также наблюдалась спутником ChEOPS и рядом наземных телескопов метрового класса.

LHS 1903 (TOI-1730, HIP 34730) – красный карлик спектрального класса M0.5 V, удаленный от нас на 35.68 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.54 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.539 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость в ~21 раз меньше светимости Солнца. Звезда является частью толстого диска Галактики, ее возраст достигает 7.1 ^+2.9/_-2.0 млрд. лет.

У LHS 1903 обнаружены четыре транзитные планеты.

При радиусе 1.38 ± 0.05 радиусов Земли масса внутренней суперземли LHS 1903 b равна 3.3 ± 0.4 масс Земли, что соответствует средней плотности 6.8 ^+1.2/_-1.0 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Планета вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0266 ± 0.0006 а.е. и делает один оборот за 2.15551 суток, ее эффективная температура достигает 796 ± 20 К.

Вторая планета LHS 1903 c – мини-нептун с радиусом 2.05 ± 0.08 радиусов Земли, массой 4.6 ± 0.7 масс Земли и средней плотностью 2.9 ± 0.6 г/куб.см. Планета вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0539 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ^+0.04/_-0.03, и делает один оборот за 6.22619 ± 0.00003 суток, ее эффективная температура – 559 ± 14 К.

LHS 1903 d – еще один мини-нептун массой 6.0 ± 1.1 масс Земли и радиусом 2.50 ± 0.08 радиусов Земли (средняя плотность 2.1 ± 0.5 г/куб.см). Третья планета вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.086 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ^+0.06/_-0.04, ее орбитальный период равен 12.56629 ± 0.00003 суток, эффективная температура – 442 ± 11 К.

Четвертая планета LHS 1903 e попадает в долину радиусов – ее радиус оценивается в 1.73 ± 0.06 радиус Земли, масса при этом достигает 5.8 ± 1.6 масс Земли, что соответствует средней плотности 6.1 ± 1.8 г/куб.см. Планета находится на близкой к круговой орбите на расстоянии 0.151 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 29.3177 ± 0.0003 суток, ее эффективная температура равна 333 ± 9 К.

Планеты системы LHS 1903 (показаны пятиконечными звездами с черной обводкой) на диаграмме «Масса – Средняя плотность» (вверху) и «Масса – Радиус» (внизу) среди других планет у звезд красных карликов с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветные линии соответствуют модельным соотношениям масса-радиус и масса – средняя плотность для планет различного химического состава. На верхнем графике черная штрихпунктирная линия соответствует водородно-гелиевым планетам и коричневым карликам, сиреневым цветом показаны маломассивные звезды (звезда с черной обводкой – LHS 1903).

LHS 1903 b потеряла первичную водородно-гелиевую атмосферу, возможно, она лишена атмосферы вовсе. LHS 1903 c, по всей видимости, является океанидой, но возможно и наличие водородной атмосферы массой ~0.1% полной массы планеты. LHS 1903 d – мини-нептун, доля водорода в его составе может достигать 4%. В ряду b-c-d средняя плотность планет падает, что совместимо с гипотезой о фотоиспарении первичных атмосфер как главной причине формирования зазора Фултона. Однако LHS 1903 e ломает эту зависимость: ее плотность гораздо выше плотности планет c и d и совместима с плотностью чисто силикатных планет. Скорее всего, она содержит небольшое количество воды и других летучих. Как пишут авторы статьи, возможно, LHS 1903 e сформировалась несколько позже внутренних планет, когда протопланетный диск уже лишился газа.

Не исключено, что за образование зазора Фултона отвечает несколько причин, и объясняющие его гипотезы не исключают друг друга.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2602.11271

 

 

12 февраля 2026
В системе HD 176986 открыта третья планета

Метод лучевых скоростей остается одним из наиболее успешных методов поиска экзопланет, по количеству обнаруженных экзопланет он уступает только транзитному методу. Метод лучевых скоростей не требует маловероятной геометрической конфигурации, он работает в широком диапазоне наклонений орбит и незаменим в поисках планет у ближайших звезд. Однако этот метод трудоемок – для него нужно большое количество высокоточных измерений лучевой скорости родительской звезды, и он позволяет определить не физическую массу планеты, а только минимальную массу m sin i. Если планет несколько, то задача дополнительно усложняется – нужно получить еще больше измерений, чтобы аккуратно «расплести» рисунок множества колебаний и выявить влияние каждой планеты. Нередко новые планеты находят в системах с уже известными планетами. По мере увеличения количества измерений становятся заметными все более слабые RV-сигналы со все большими орбитальными периодами.

29 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию третьей планеты в системе HD 176986. Как и первые две, третья планета была обнаружена методом лучевых скоростей. HD 176986 является одной из целевых звезд проекта RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars), ведущего поиск планет у 17 близких звезд главной последовательности спектральных классов G и K с помощью спектрографов HARPS и HARPS-N.

Первые две планеты у оранжевого карлика HD 176986 были представлены в конце 2017 года. Ими оказались два мини-нептуна с минимальными массами ~5.7 и ~9.2 масс Земли и орбитальными периодами 6.49 и 16.82 суток.

В дальнейшем наблюдения за звездой были продолжены. К настоящему моменту авторы получили 395 измерений лучевой скорости за 259 ночей на HARPS и 362 измерения за 109 ночей на HARPS-N. Большой объем данных позволил обнаружить третье когерентное колебание лучевой скорости, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что они обнаружили в системе HD 176986 третью планету, внешнюю по отношению к первым двум.

Минимальная масса HD 176986 d – 6.76 ± 0.92 масс Земли, скорее всего, это тоже мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.2815 ± 0.0024 а.е. и делает один оборот за 61.376 ± 0.05 суток.

Орбиты всех трех планет неотличимы от круговых. Эксцентриситет планеты b не превышает 0.09, планеты c – 0.14, планеты d – 0.33.

Эффективные температуры планет оцениваются в 767 ± 21 К, 558 ± 15 К и 363 ± 10 К (в предположении альбедо, равного 0.3), другими словами, две внутренние планеты оказываются горячее Меркурия, а температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Все три планеты находятся ближе внутреннего края обитаемой зоны.

Также исследователи определили период вращения звезды вокруг своей оси – он равен 36.2 ± 0.7 суток.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.20559

 

 

11 февраля 2026
Две суперземли у красного карлика TOI-237

Продолжается активный поиск небольших транзитных планет в фотометрии TESS. Особенно привлекают исследователей звезды красные карлики, имеющие хотя бы одного транзитного кандидата. Логика здесь проста: многопланетные системы часто плоские, поэтому если у звезды есть один транзитный кандидат, имеет смысл поискать и другие. Накопление статистики фотометрических измерений позволяет выявлять в данных все более слабые транзитные сигналы, вызванные планетами меньших размеров.

30 января 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная обнаружению еще одной планеты у звезды TOI-237, у которой раньше был обнаружен транзитный кандидат. Звезда прошла процедуру валидации, теперь обе планеты считаются статистически подтвержденными. Для обработки данных и поиска новых транзитных сигналов авторы использовали свой код sherlock.

TOI-237 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 38.29 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.17 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.206 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость в ~244 раза меньше светимости Солнца. Отсутствие в спектре эмиссионной линии водорода H_α говорит о зрелом возрасте, превышающем 4.5 млрд. лет.

TOI-237 попала на 2, 29 и 69 сектора TESS. Еще по результатам наблюдений 2 сектора автоматический алгоритм обработки данных обнаружил транзитный кандидат с периодом ~5.43 суток. Был найден и второй кандидат с периодом 1.74 суток, но его достоверность оставалась низкой.

Авторы провели независимые фотометрические наблюдения TOI-237 на наземных телескопах метрового класса и проанализировали всю совокупность данных с помощью кода sherlock. Они нашли, что двухпланетное решение гораздо лучше описывает наблюдения, чем однопланетное. Формально вероятность не планетной природы 1.74-суточного сигнала оценивается в 1.1·10^-3, но с учетом того, что планеты близки к орбитальному резонансу 3:1, эта вероятность еще ниже.

Итак, вокруг звезды TOI-237 вращаются две планеты с орбитальными периодами 1.74486 и 5.43614 суток и радиусами 1.21 ± 0.04 и 1.38 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно. Орбиты обеих планет близки к круговым, формальное значение эксцентриситета орбиты составило 0.09 ^+0.18/_-0.07 и 0.10 ^+0.18/_-0.07. Фактически, качество данных не позволяет сделать выбор между круговыми орбитами и орбитами с небольшим эксцентриситетом. Планеты вращаются на среднем расстоянии 0.0160 ± 0.0006 а.е. и 0.0346 ± 0.0013 а.е., их эффективные температуры оцениваются в 515 ± 11 К и 350 ± 7 К.

Анализ динамической устойчивости системы показал, что система устойчива. Скорее всего, обе планеты являются железокаменными суперземлями без существенной атмосферы.

Массы планет пока не измерялись. Из-за тусклости родительской звезды (+13.41 в полосе TESS) для измерения масс планет методом лучевых скоростей потребуются высокоточные спектрографы на крупных телескопах, таких как ESPRESSO и NIRPS. По расчетам авторов, потребуется не меньше 53 и 64 измерений лучевой скорости с помощью ESPRESSO, чтобы измерить массы планет TOI-237 b и TOI-237 c с точностью лучше 3 сигма.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.21774

 

 

9 февраля 2026
Измерены массы планет в системах красных карликов TOI-4336A и TOI-4342, открыта новая планета

Красные карлики – самая удобная цель для поиска небольших планет транзитным методом. Поскольку глубина транзита планеты приблизительно равна квадрату отношения ее радиуса и радиуса звезды, небольшие размеры дисков красных карликов делают транзиты любых планет глубже и заметнее, чем транзиты планет того же размера по дискам солнцеподобных звезд и тем более красных гигантов.

Главным инструментом поисков транзитных планет в настоящее время является миссия TESS, ею обнаружено около 70% известных планет у красных карликов. Однако анализ кривой блеска позволяет определить радиусы транзитных планет (в долях радиуса звезды), но не их массы. Для измерения масс планет, как правило, применяют метод лучевых скоростей.

30 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс транзитных планет у красных карликов TOI-4336 A и TOI-4342 с помощью спектрографов ESPRESSO и NIRPS. Ранее обе системы прошли процедуру валидации (статистического подтверждения), но массы планет в них не измерялись.

Первая планета у красного карлика TOI-4336A была представлена в апреле 2024 года. Это был мини-нептун радиусом 2.12 ± 0.09 радиусов Земли с орбитальным периодом 16.336 суток. Те же авторы обнаружили и второго транзитного кандидата, который на тот момент не был подтвержден. Чтобы измерить массу обоих тел, исследователи получили 51 измерение лучевой скорости TOI-4336 A на ESPRESSO и 38 измерений на NIRPS.

Масса внутренней планеты TOI-4336A c оказалась равной 1.55 ± 0.13 масс Земли, что при радиусе 1.25 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.35 ^+0.86/_-0.71 г/куб.см. Эта суперземля вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0509 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 7.58727 ± 0.00001 суток. Эксцентриситет орбиты плохо определен, но он, во всяком случае, не превышает 0.35. Эффективная температура TOI-4336 A c оценивается в 400 ± 9 К (температурный режим промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Масса внешней планеты TOI-4336A b составила 3.33 ± 0.36 масс Земли, радиус уточнили до 2.14 ± 0.08 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 1.87 ± 0.3 г/куб.см. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0849 ± 0.0008 а.е., ее эффективная температура оценивается в 309 ± 7 К (температурный режим промежуточный между температурными режимами Венеры и Земли).

Две планеты у красного карлика TOI-4342 были представлены в начале 2023 года. Ими оказались мини-нептуны с орбитальными периодами 5.538 и 10.689 суток и радиусами 2.27 ± 0.04 и 2.42 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно. Позже радиусы планет были переопределены как 2.33 ± 0.09 и 2.35 ± 0.09 радиусов Земли. Чтобы измерить массы обоих тел, авторы получили 58 измерений лучевой скорости TOI-4342 на ESPRESSO и 33 измерения на NIRPS.

Масса внутренней планеты TOI-4342 b составила 7.3 ± 1.3 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 3.18 ^+0.70/_-0.63 г/куб.см. Масса внешней планеты TOI-4342 c оказалась почти в полтора раза меньше – 4.8 ± 1.4 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 2.01 ^+0.65/_-0.60 г/куб.см. Оба мини-нептуна горячее Меркурия, их эффективные температуры оцениваются в 639 ± 20 К и 514 ± 16 К.

Планеты систем TOI-4336 A и TOI-4342 (показаны шестиугольниками разных цветов и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Темно-красными точками показаны планеты красных карликов, серыми точками – планеты более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Суперземля TOI-4336A c на диаграмме «Масса – Радиус» лежит чуть выше линии силикатов, это означает, что она должна содержать некоторое количество летучих веществ, например, воды в виде пара и закритического флюида. Остальные три планеты – типичные мини-нептуны. Они населяют ту область на диаграмме, где решения становятся вырожденными: одной и той же средней плотности могут соответствовать очень разные варианты химического состава. Эти планеты могут быть теплыми супер-Ганимедами (водными мирами), а могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные первичными водородно-гелиевыми атмосферами массой 1-2% полной массы планеты. Скорее всего, их реальный состав является чем-то промежуточным между этими крайними вариантами.

Помимо колебаний, вызванных планетами b и c, лучевая скорость TOI-4342 демонстрирует еще одно колебание с периодом 47.5 ± 1.3 суток и амплитудой 4.49 ± 0.75 м/с. Если это колебание вызвано планетой, то ее минимальная масса окажется равной 17.8 ± 3.0 масс Земли, а большая полуось орбиты составит 0.215 ± 0.004 а.е. Дальнейшие наблюдения должны подтвердить (или опровергнуть) планетную природу третьего RV-сигнала.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.22115

 

 

7 февраля 2026
С помощью астрометрии измерены массы долгопериодических планет-гигантов HD 48265 b, c, HD 68475 b, HD 100508 b и HD 114386 b

Метод лучевых скоростей – один из наиболее универсальных и плодотворных методов поиска экзопланет. Однако он позволяет измерить только минимальную массу планеты m sin i, т.е. произведение истинной (физической) массы m на синус угла между нормалью к плоскости орбиты и лучом зрения i. Если планета является транзитной, по форме кривой блеска можно с высокой точностью определить наклонение орбиты и вычислить физическую массу планеты, однако в общем случае эти величины остаются неизвестными.

Если планета массивна и имеет большой орбитальный период, наклонение орбиты и массу можно также оценить с помощью астрометрии. Этот метод основан на том, что планета и звезда вращаются вокруг общего центра масс (барицентра планетной системы). Регистрируя с высокой точностью видимое положение звезды на небесной сфере, можно определить элементы орбиты звезды вокруг барицентра и с помощью этих данных вычислить параметры планеты.

19 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы нескольких долгопериодических планет, ранее открытых методом лучевых скоростей, а также открытию трех новых экзопланет-гигантов. Авторы сравнивали положение и собственное движение родительских звезд, измеренное астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя», определяя тем самым ускорение звезды. Объединив эти данные с данными о лучевых скоростях родительских звезд, ученые смогли оценить наклонение орбит и истинные (физические) массы планет.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Спектральный класс	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца*	Металличность [Fe/H]
HD 48265	G5 IV	90.8 ± 0.2	1.38 ± 0.06	2.03 ± 0.03	0.39 ± 0.03
HD 68475	K2 V	33.35 ± 0.01	0.83 ± 0.10	0.77 ± 0.04	0.07 ± 0.09
HD 100508	K1 IV	32.78 ± 0.02	0.94 ± 0.12	1.00 ± 0.04	0.33 ± 0.03
HD 114386	K3 V	27.98 ± 0.02	0.80 ± 0.03	0.74 ± 0.02	-0.10 ± 0.03

*Радиус звезд оценен по расстоянию до звезды, видимой звездной величине и эффективной температуре.

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Наклонение орбиты i**	Минимальная масса, масс Юпитера	Физичекая масса, масс Юпитера
HD 48265 b	789.6 ± 1.1	1.87 ± 0.04	0.35 ± 0.02	11.7 +11.0/-3.4 160.1 +8.3/-31	1.67 ± 0.06	7.4 +3.7/-3.9
HD 48265 c	10418 +2451/-1412	10.4 +1.6/-1.0	0.41 ± 0.08	89 ± 29	4.09 ± 0.24	4.45 +0.75/-0.37
HD 68475 b	7832 +463/-323	7.27 ± 0.39	0.62 ± 0.02	87 ± 21	4.9 ± 0.4	5.16 +0.53/-0.47
HD 100508 b	5681 ± 42	6.11 ± 0.28	0.42 ± 0.02	62 +19/-16 124 +14/-19	1.02 ± 0.09	1.20 +0.30/-0.18
HD 114386 b	1049.4 ± 1.5	1.86 ± 0.08	0.02 ± 0.01	57 +22/-15	1.22 ± 0.10	1.46 +0.37/-0.22
HD 114386 c	444.0 ± 0.9	1.05 ± 0.04	0.10 ± 0.03	–	0.37 ± 0.03	–

**Приведены варианты наклонения для проградного и ретроградного движения планеты.

Обращает на себя внимание система HD 48265. Первая планета там была открыта в 2008 году. Ее минимальную массу сначала оценили в ~1.3 масс Юпитера, затем уточнили до 1.53 ± 0.05 масс Юпитера. Авторы статьи нашли ее равной 1.67 ± 0.06 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.87 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.35 ± 0.02 (ранние оценки эксцентриситета – 0.24 ± 0.10).

Анализ астрометрии HD 48265 привел к двум решениям для наклонения орбиты планеты b – 11.7 ^+11.0/_-3.4° для проградного движения и 160.1 ^+8.3/_-31° для ретроградного движения. Орбита планеты b расположена к нам практически плашмя, что приводит к драматическому увеличению ее физической массы – до 7.4 ^+3.7/_-3.9 масс Юпитера. При этом орбита внешней планеты HD 48265 c, напротив, расположена примерно с ребра, и ее физическая масса мало отличается от минимальной. Если этот результат подтвердится, HD 48265 будет примером системы, орбиты планет в которой почти перпендикулярны друг к другу.

Авторы оценили возможность прямого наблюдения новых планет. Наиболее перспективным выглядит гигант HD 68475 b. При массе более 5 масс Юпитера и возрасте 5 ± 1 млрд. лет его эффективная температура составит 240 ± 40 К. Планета будет источником теплового инфракрасного излучения, и в лучах с длиной волны 15 мкм контраст с родительской звездой будет равен 4.4·10^-4. Однако малое угловое расстояние между планетой и звездой (~0.22 угловых секунд) делает разрешение этой системы трудной задачей. Более вероятно, что планету сможет увидеть инфракрасная камера METIS, которая будет установлена на Экстремально большом телескопе (ELT).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.11280

 

 

2 февраля 2026
HD 137010 b: землеразмерная планета на внешнем крае обитаемой зоны

Транзитный метод является наиболее продуктивным методом поиска экзопланет – 3/4 всех обнаруженных экзопланет открыты именно этим методом. Обычно поиск транзитов планет на кривых блеска родительских звезд ведется с помощью автоматических алгоритмов, которые выявляют транзитный сигнал, только если произошло не меньше трех транзитных событий одинаковой глубины и продолжительности. Однако если планета долгопериодическая, за время наблюдений она может пройти по диску звезды один-единственный раз. Такие «однотранзитные» события нередко находят любители астрономии, которые, не доверяя полностью автоматике, глазами просматривают кривые блеска. Как правило, так обнаруживаются долгопериодические планеты-гиганты, чьи размеры достаточно велики, чтобы обеспечить глубокий хорошо заметный транзит.

Однако если точность фотометрических измерений велика, по единственному транзиту можно находить и небольшие планеты, по размерам сравнимые с Землей. 27 января 2026 года в онлайн-версии журнала The Astrophysical Journal Letters была опубликована статья, посвященная валидации землеразмерной планеты HD 137010 b, обнаруженной по единственному транзитному событию. Планета была обнаружена в рамках 15-й наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2. Это первый случай, когда по единственному транзитному событию открыли землеразмерную планету.

HD 137010 – одиночный оранжевый карлик спектрального класса K3.5 V, удаленный от нас на 44.86 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.726 ± 0.017 солнечных масс, радиус – в 0.707 ± 0.023 солнечных радиусов, светимость в ~4.3 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 1.7 раз меньше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом в 4.8-10.0 млрд. лет.

«Кеплер» наблюдал HD 137010 в течение 88 суток – с 23 августа по 19 ноября 2017 года. На кривой блеска прорисовалось единственное транзитное событие глубиной 225 ± 10 ppm и продолжительностью 9.8 ± 0.2 часов. Из-за высочайшей фотометрической точности «Кеплера» отношение сигнал/шум этого события достигло 30. Глубина транзита соответствует планете с радиусом 1.06 ± 0.06 радиусов Земли.

Обычно по одному транзитному событию далеко идущих выводов не делают, но тут особый случай. Авторы провели стандартную процедуру валидации, а также проанализировали 8 архивных измерений лучевой скорости HD 137010, полученных HARPS. Все данные указывают на то, что транзитное событие вызвано землеразмерной планетой, находящейся на широкой орбите вокруг HD 137010.

По одному транзитному событию точный орбитальный период определить нельзя, но по продолжительности транзита его оценили в 355 ⁺²⁰⁰/_-59 суток. По 3-му закону Кеплера ему соответствует орбита с большой полуосью 0.88 ^+0.32/_-0.10 а.е. и эффективная температура 205 ⁺¹⁷/_-28 К (при нулевом альбедо) или 188 ⁺¹⁶/_-25 К (при альбедо, равном альбедо Земли – 0.3). С вероятностью 40% планета находится в консервативной обитаемой зоне, и с вероятностью 51% – в оптимистической обитаемой зоне. Однако велика и вероятность того, что HD 137010 b представляет собой «Землю-снежок» и полностью покрыта льдом.

Планета HD 137010 b (показана синим цветом и подписана) на диаграмме «Освещенность – Масса звезды» среди нескольких систем с планетами, попадающими в обитаемую зону. Приведены Солнечная система (планеты показаны белыми звездами с желтой обводкой), Kepler-62, Kepler-442, Kepler-186 и TOI-700. С вероятностью 51% HD 137010 b находится в оптимистической обитаемой зоне, и с вероятностью 49% - за ее пределами.

Если предположить, что HD 137010 b имеет преимущественно железокаменный состав, ее масса составит 1.20 ^+0.21/_-0.15 масс Земли. Вращаясь вокруг своей звезды, она будет наводить колебания лучевой скорости с амплитудой 0.13 ± 0.02 м/с – к сожалению, измерение таких колебаний будет затруднительно даже для ESPRESSO.

Очень важно пронаблюдать дополнительные транзиты HD 137010 b для уточнения ее орбитального периода и большой полуоси орбиты.

Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/adf06f
Если не открывается, то https://arxiv.org/pdf/2601.19870

 

 

28 января 2026
TOI-6692 b: эксцентричный гигант на 130-дневной орбите

Хотя количество известных экзопланет превысило 6 тысяч, количество долгопериодических транзитных планет с измеренной массой остается малым. Так, известно всего 15 газовых гигантов с орбитальным периодом больше ста суток, для которых известна и масса, и радиус. Эти планеты представляют особый интерес, поскольку по своим свойствам занимают промежуточное положение между многочисленными горячими юпитерами и планетами-гигантами Солнечной системы.

26 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию эксцентричного транзитного гиганта TOI-6692 b. Планета была обнаружена TESS по единственному транзитному событию и подтверждена методом лучевых скоростей, еще один транзит удалось пронаблюдать с Земли.

TOI-6692 – солнцеподобная звезда раннего G класса, удаленная от нас на 310.5 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 1.05 ^+0.09/_-0.07 солнечных масс, радиус – в 1.39 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 2.08 ± 0.20 раз превышает солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 7.8 ± 3.1 млрд. лет.

TOI-6692 попала на 27, 39, 66-67 и 93-94 сектора TESS. На кривой блеска, полученной на 39 секторе, прорисовалось единственное транзитное событие продолжительностью около 11 часов и глубиной, соответствующей планете-гиганту. Транзит был обнаружен любителями астрономии из Группы визуального поиска (Visual Survey Group), поскольку автоматический алгоритм обработки данных SPOC выявляет только кандидатов с тремя и больше транзитами. Продолжительность транзита говорила о долгопериодической планете с периодом свыше ста суток.

Авторы провели процедуру валидации, включающую съемку с высоким угловым разрешением ближайших окрестностей звезды, и не нашли никаких компаньонов. Для измерения массы планеты и уточнения ее орбитального периода они получили 89 измерений лучевой скорости TOI-6692 на спектрографах CHIRON, FEROS, CORALIE и PFS. Масса планеты оказалась равной 0.62 ± 0.08 масс Юпитера, радиус – 1.04 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.73 ± 0.15 г/куб.см. TOI-6692 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.512 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.54 ± 0.06, и делает один оборот за 130.6 ± 0.4 суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.237 а.е. в перицентре до 0.787 а.е. в апоцентре, усредненная эффективная температура равна 467 ± 10 К. В момент транзита TOI-6692 b находилась на расстоянии 0.32 а.е., эффективная температура на этом расстоянии близка к 600 К.

Планета TOI-6692 b (показана синей звездой с черной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает их орбитальный период, цветовая шкала расположена в левой верхней части графика. Черным цветом с барами ошибок показаны планеты с орбитальным периодом больше 100 суток. Черной и коричневой линиями показаны модели планет-гигантов с ядром из тяжелых элементов массой 10 масс Земли, расположенных на расстоянии 1 и 0.02 а.е. от родительской звезды, соответственно.

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф -0.028 ± 0.005 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите. Вероятно, это коричневый или маломассивный красный карлик массой не больше 400 масс Юпитера (0.38 солнечных масс) на расстоянии 10-50 а.е. от родительской звезды. Большой эксцентриситет орбиты TOI-6692 b, скорее всего, вызван гравитационным воздействием этого тела.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.16357

 

 

27 января 2026
Суперземля и мини-нептун у низкометалличной звезды TOI-5788

Как известно, распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и обогащенные летучими веществами мини-нептуны с радиусами больше 2.0 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Причины формирования долины радиусов до сих пор неясны. Предложено несколько гипотез, среди которых основные – (1) фотоиспарение первичных водородных атмосфер суперземель под действием жесткого излучения звезды, и (2) образование планет-субнептунов внутри снеговой линии или за ее пределами. Согласно первой гипотезе, атмосферы мини-нептунов являются преимущественно водородно-гелиевыми, согласно второй – водно-паровыми. Поскольку обе гипотезы предсказывают примерно одинаковые средние плотности мини-нептунов, одним измерением массы и радиуса проблему не решить, необходимо изучение их атмосфер.

Для выявления причин образования долины радиусов очень важно изучать планетные системы с планетами по разные стороны зазора Фултона. Все объекты в таких системах образовались практически одновременно и подвергались воздействию излучения одной и той же звезды. Сравнивая их параметры, можно оценить влияние родительской звезды (в частности, темпы фотоиспарения атмосфер планет) и выяснить, какая из гипотез, объясняющих наличие зазора Фултона, ближе к истине.

21 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию суперземли и мини-нептуна у низкометалличной звезды TOI-5788. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Также транзиты внешней планеты наблюдались спутником ChEOPS.

TOI-5788 – солнцеподобная звезда позднего G класса, удаленная от нас на 97.4 ± 0.1 пк. Ее масса оценивается в 0.87 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.870 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость – в 0.71 ± 0.02 солнечных светимостей. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.1 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5788 определен плохо – как 5.7 ^+3.4/_-2.6 млрд. лет.

TOI-5788 попала на 14, 40-41, 54 и 80-81 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 6.34076 ± 0.00003 и 16.21336 ± 0.00003 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.53 ± 0.08 и 2.27 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы авторы получили 125 измерений лучевой скорости TOI-5788 с помощью спектрографа HARPS-N.

Масса внутренней планеты TOI-5788 b оказалась равной 3.72 ± 0.94 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 5.74 ± 1.54 г/куб.см (1.04 ± 0.28 средней плотности Земли). Суперземля вращается по близкой к круговой орбите (формальное значение эксцентриситета 0.06 ^+0.07/_-0.04) на среднем расстоянии 0.064 ± 0.001 а.е., ее эффективная температура достигает 910 К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Масса внешней планеты TOI-5788 c составила 6.4 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.03 ± 0.55 г/куб.см (0.55 ± 0.10 средней плотности Земли). Мини-нептун вращается по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.120 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.05 ^+0.05/_-0.03. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 667 К (также в предположении альбедо, равного 0.3).

Планеты системы TOI-5788 (показаны черным цветом с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, синей пунктирной линией соответствует модель планеты, состоящей наполовину из горных пород и наполовину из воды.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-5788 b лежит на линии силикатов, но, с учетом погрешностей в определении массы, может иметь земной состав (32.5% железа, 67.5% силикатов) или содержать небольшое количество летучих, например, быть окутанной атмосферой из тяжелых газов (водяного пара, углекислоты, угарного газа или их смеси). Водородная атмосфера у этой горячей суперземли исключена, поскольку характерное время испарения водорода из атмосферы оценивается в 0.01-200 млн. лет при разных предположениях об активности звезды (при том, что возраст системы превышает 3.1 млрд. лет).

Напротив, мини-нептун TOI-5788 c, по всей видимости, сохранил остатки первичной атмосферы, масса которой может быть равна 0.1-1% полной массы планеты.

Авторы призывают продолжить измерение лучевой скорости TOI-5788 – как для уточнения массы планеты b, так и ради поисков возможных долгопериодических планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.14045

 

 

24 января 2026
Мини-нептун и две суперземли у красных карликов TOI-1243, TOI-4529 и TOI-5388

По данным «Кеплера» самыми распространенными экзопланетами являются мини-нептуны и суперземли: больше половины звезд Галактики имеют рядом с собой мини-нептун на орбите ближе 1 а.е. Распространенность мини-нептунов и суперземель на тесных орбитах увеличивается с уменьшением массы родительской звезды, поэтому самыми удобными целями для поиска планет этого типа являются красные карлики.

13 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации трех небольших планет у красных карликов TOI-1243, TOI-4529 (G2–21) и TOI-5388 (Wolf 346). Все они были обнаружены TESS и прошли процедуру статистического подтверждения. Массу одной из планет удалось измерить методом лучевых скоростей, на массы остальных наложены верхние пределы.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, % светимости Солнца	Металличность [Fe/H]
TOI-1243	43.13 ± 0.03	M2 V	0.515 ± 0.03	0.511 ± 0.024	3.59 ± 0.07	-0.20 ± 0.16
TOI-4529	28.38 ± 0.02	M1.5 V	0.482 ± 0.023	0.48 ± 0.02	3.87 ± 0.07	-0.24 ± 0.07
TOI-5388	18.554 ± 0.009	M3 V	0.29 ± 0.02	0.300 ± 0.015	1.134 ± 0.005	-0.36 ± 0.20

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Масса, масс Земли	Радиус, радиусов Земли	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TOI-1243 b	4.65948	0.044 ± 0.002	7.7 ± 1.5	2.33 ± 0.12	3.3 ± 0.9	450 ± 22
TOI-4529 b	5.87958	0.050 ± 0.002	< 4.9	1.77 ± 0.09	< 4.8	511 +34/-15
TOI-5388 b	2.59467	0.0246 ± 0.0013	< 2.2	0.99 ± 0.07	< 11.9	488 +54/-25

Орбиты всех трех планет неотличимы от круговых.

TOI-5388 b, скорее всего, лишена заметной атмосферы и является массивным аналогом Меркурия. Но TOI-1243 b и TOI-4529 b будут прекрасными целями для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST. По расчетам авторов, наблюдений единственного транзита мини-нептуна TOI-1243 b будет достаточно, чтобы отличить водородную атмосферу с солнечным содержанием тяжелых элементов от преимущественно водородной атмосферы, в которой содержание тяжелых элементов в сто раз превышает солнечное значение. Однако чтобы выявить атмосферу из водяного пара, нужно будет пронаблюдать не меньше 5 транзитов.

Также авторы оценили возможность измерить массу суперземель TOI-4529 b и TOI-5388 b. По их расчетам, для измерения массы TOI-4529 b потребуется ~200 измерений лучевой скорости TOI-4529 на CARMENES (пока сделано 62). Однако для измерения массы TOI-5388 b потребуется уже больше 300 измерений, что сильно затрудняет поставленную задачу.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.07414

 

 

20 января 2026
TOI-3862 b: тяжелый нептун глубоко в пустыне горячих нептунов

Планетами промежуточного размера называют планеты с радиусами от 4 до 9 радиусов Земли. Они занимают промежуточное положение между ледяными и газовыми гигантами и по своим физическим свойствам могут быть тяжелыми нептунами, легкими газовыми гигантами или же чем-то средним. Границу между этими типами принято проводить по доле водородно-гелиевой оболочки в полной массе планеты: если она превышает 50%, то планета считается газовым гигантом, в противном случае – нептуном.

Планет промежуточного размера с орбитальными периодами меньше 3.2 суток очень мало – в несколько раз меньше, чем планет меньшего и большего размера. Этот дефицит называют «пустыней горячих нептунов».

16 января 2026 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты промежуточного размера из пустыни горячих нептунов TOI-3862 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Сейчас она представляет собой тяжелый горячий нептун, но раньше, по всей видимости, была легким газовым гигантом.

TOI-3862 – звезда главной последовательности позднего G класса, удаленная от нас на 245.8 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 0.94 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.94 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 0.621 ± 0.002 светимости Солнца. Сведения о возрасте звезды противоречивы: разные методы дают разный возраст от 4.6 ^+2.8/_-4.1 до 7.5 ± 1.9 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

TOI-3862 попала на 15, 22, 48-49 и 75-76 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.55746 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 5.53 ± 0.18 радиусов Земли (0.493 ± 0.016 радиусов Юпитера). Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 28 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Масса TOI-3862 b оказалась равной 53.7 ± 2.9 масс Земли (0.169 ± 0.009 масс Юпитера), что приводит к средней плотности 1.75 ± 0.20 г/куб.см. Планета вращается на расстоянии 0.0254 ± 0.0007 а.е.(8.85 ± 0.07 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 1539 ± 36 К.

Сравнение с моделями показало, что масса водородно-гелиевой оболочки TOI-3862 b составляет всего 17.3 ± 2.9%.

Планета TOI-3862 b (подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, зелеными пунктирной и штрихпунктирной линиями показаны модели планет с железокаменным и каменно-водным ядром, соответственно, массой 95% и водородной атмосферой массой 5% при температуре 1000 К.

Авторы полагают, что TOI-3862 b сформировалась гораздо большего размера (они оценили начальный радиус планеты в 8.5 ± 0.2 радиусов Земли). Однако в процессе эволюции планета утратила значительное количество водорода и гелия и стала гораздо компактнее.

TOI-3862 b (показана оранжевым шестиугольником с черной обводкой) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты». Черной пунктирной линией очерчена граница «пустыни горячих нептунов».

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.10450

 

 

14 января 2026
TOI-6716 b и TOI-7384 b: землеразмерная планета и мини-нептун у красных карликов

Большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. При этом наибольший интерес представляют умеренно нагретые транзитные планеты, расположенные или непосредственно в обитаемой зоне, или в ее окрестностях. Как правило, такие планеты вращаются вокруг красных карликов – из-за низкой светимости этих небольших тусклых звезд даже сравнительно близкие к звезде планеты оказываются относительно прохладными. Кроме того, малые размеры дисков красных карликов облегчают регистрацию транзитов небольших планет.

12 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации двух планет у красных карликов TOI-6716 и TOI-7384. Оба транзитных кандидата были обнаружены TESS и прошли стандартную процедуру валидации, их массы пока не измерялись.

TOI-6716 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 18.89 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.223 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.231 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в ~222 раза меньше солнечной. Содержание тяжелых элементов определить не удалось – разные методы дают очень разные значения, притом с большими погрешностями. Возраст TOI-6716 находится в диапазоне от 30 млн. до ~4 млрд. лет.

Звезда попала на 7, 34, 61, 87 и 88 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.71859 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 0.98 ± 0.07 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы этого сигнала не превышает 10^-7.

Землеразмерная планета TOI-6716 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.032 ± 0.003 а.е (30 ± 2 звездных радиусов), ее эффективная температура составляет 369 ± 17 К (температурный режим средний между температурными режимами Меркурия и Венеры). Эксцентриситет орбиты почти не определен: согласно полученным данным, он не превышает 0.88.

TOI-7384 – красный карлик спектрального класса M3 V или M4 V, удаленный от нас на 66.8 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.318 ± 0.016 солнечных масс, радиус – в 0.32 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 106 раз меньше солнечной светимости. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно в полтора раза больше солнечного. Слабый уровень активности говорит о зрелом возрасте, превышающем 4.5 млрд. лет.

TOI-7384 попала на 5-6, 32-33 и 87 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.23403 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.56 ± 0.21 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы этого сигнала оценивается всего в 10^-14.

Мини-нептун TOI-7384 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.044 ± 0.004 а.е. (29.7 ± 1.8 звездных радиусов), эксцентриситет орбиты не превышает 0.4. Эффективная температура планеты равна 378 ± 15 К, т.е. температурный режим также является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Ожидаемая масса TOI-6716 b составляет 0.90 ± 0.23 масс Земли, TOI-7384 b – 12.4 ± 1.2 масс Земли. Соответствующая амплитуда колебаний лучевой скорости родительской звезды ожидается равной 0.90 ± 0.25 м/с для TOI-6716 и 9.0 ± 1.2 м/с для TOI-7384. Вторая величина вполне доступна крупным инфракрасным спектрографам, таким как MAROON-X или NIRPS. Однако измерение массы TOI-6716 b выглядит более трудной задачей и вряд ли будет осуществлено в ближайшем будущем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.05799

 

 

9 января 2026
Два горячих нептуна вблизи резонанса 2:1 у яркой F-звезды TOI-4495

Если орбитальные периоды двух планет, вращающихся вокруг одной звезды, относятся друг к другу как небольшие целые числа (например, 2:1 или 3:2), то говорят, что они находятся в орбитальном резонансе. Множество планет близки к резонансу, хотя и не находятся в нем – в этом случае отношение периодов может отличаться от резонансных значений на 1-2%. Близость к резонансу приводит к усилению гравитационного влияния планет друг на друга, что может проявляться как значительные (десятки минут и даже часы) вариации времени наступления транзитов. Измеряя эти вариации (т.е. отклонения моментов транзитов от строгой периодичности), можно измерять массы транзитных планет.

7 января 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух транзитных планет у яркой звезды TOI-4495. Планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, хотя не находятся в нем. Оба кандидата были обнаружены TESS, их массы были измерены методом тайминга транзитов. Также исследователи измерили наклонение плоскости орбиты внешней планеты к экватору звезды и оценили взаимное наклонение орбит двух планет. Система выглядит мало возмущенной – обе планеты вращаются примерно в плоскости экватора своей звезды.

TOI-4495 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 131.8 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.25 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.28 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.2 раза больше солнечной. Возраст TOI-4495 составляет 1.9 ± 0.7 млрд. лет.

TOI-4495 попала на 14, 40-41, 53-54 и 80-81 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 2.5670 ± 0.0002 и 5.1855 ± 0.0002 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 2.48 ^+0.14/_-0.10 и 4.03 ^+0.23/_-0.15 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Также авторы получили 86 измерений лучевой скорости звезды во время и вокруг транзита планеты c, чтобы с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина оценить проекцию на небесную сферу угла между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты планеты λ.

Близость планет к орбитальному резонансу 2:1 привела к заметным вариациям моментов транзитов, амплитуда которых превысила час для планеты b и достигла 40 минут для планеты c. Анализ этих вариаций позволил определить массы планет и параметры их орбит.

Масса внутреннего мини-нептуна TOI-4495 b составила 7.7 ± 1.5 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 2.71 ± 0.64 г/куб.см. Планета вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0396 ± 0.0005 а.е. и эксцентриситетом 0.078 ± 0.02, ее эффективная температура достигает 1735 ± 60 К.

Масса внешнего нептуна TOI-4495 c равна 23.2 ± 4.7 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 1.90 ± 0.45 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.098) на среднем расстоянии 0.0632 ± 0.0008 а.е., ее эффективная температура составляет 1365 ± 33 К.

Планеты системы TOI-4495 (показаны красным цветом и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чья масса измерена с точностью лучше 33%. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из силикатов, земного состава и из железа. Бледно-голубой линией показана модель супер-Ганимеда с 40% воды, черными точечными линиями – модели планет с водородной атмосферой разной массы.

Сравнение параметров планет с моделями показывает, что мини-нептун TOI-4495 b может представлять собой железокаменное ядро, окруженное водородной атмосферой массой 0.2-0.6% полной массы планеты, а может быть супер-Ганимедом, на 60% состоящим из горных пород и на 40% из воды, а также чем-то промежуточным. Нептун TOI-4495 c окружен водородной атмосферой массой 7-10% массы планеты.

Взаимное наклонение орбит планет оценивается в 3.1 ^+3.0/_-1.7°, т.е. система достаточно плоская.

Измерение эффекта Росситера-МакЛафлина во время транзита планеты c позволило определить угол λ. Он оказался равным -2.3 ± 8.2°. Полный (трехмерный) угол наклона ψ остался неизвестным, но он во всяком случае не превышает 39°. Все это означает, что орбиты обеих планет, скорее всего, мало наклонены к экватору звезды.

Несмотря на короткий орбитальный период и мощные приливные силы со стороны близкой звезды эксцентриситет орбиты TOI-4495 b заметно отличается от нуля. По расчетам авторов исследования, это возможно, только если добротность планеты Q’ достигает 10⁵ и выше подобно добротности газовых гигантов. Для сравнения, добротность Марса оценивается лишь в 100-1000.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2601.02665

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1 2023_2 2024_1 2024_2 2025_1 2025_2