25 июня 2015
Обнаружен новый очень теплый нептун HD 164595 b

Согласно данным, полученным космическим телескопом им. Кеплера, более 40% FGK-звезд имеют рядом с собой небольшие планеты на сравнительно тесных орбитах, причем многие из них входят в состав многопланетных систем. Данные, полученные высокоточными RV-обзорами, полностью подтверждают этот вывод. По всей видимости, большинство звезд Галактики обладают своими планетными системами, при этом количество планет быстро растет с уменьшением их массы.

Спектрограф SOPHIE, установленный на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса – «рабочая лошадка» экзопланетных исследований. До оптимизации, проведенной в 2013 году, его обычная точность составляла 6-10 м/сек, что позволяло обнаруживать планеты-гиганты и подтверждать планетную природу транзитных кандидатов «Кеплера» соответствующего размерного класса. После оптимизации точность единичного измерения лучевых скоростей сравнительно ярких звезд возросла до 2 м/сек. Теперь европейские астрономы могли заняться поиском планет меньшей массы, сравнимой с массой Нептуна.

Для наблюдений было отобрано 190 спокойных (хромосферно тихих) GK-звезд северного неба, удаленных от нас не более чем 35 пк, не являющихся членами тесных двойных и кратных систем, не имеющих планет-гигантов на тесных орбитах и не входящих в программу наблюдений спектрографа Северный HARPS. После 2.2 лет наблюдений у звезды HD 164595 была обнаружена планета с минимальной массой около 16 масс Земли.

HD 164595 (HIP 88194) – звезда главной последовательности спектрального класса G2 V, очень похожая на наше Солнце. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.03 солнечных масс, радиус и светимость также очень близки к солнечным. Расстояние до звезды составляет 28.93 ± 0.4 пк. Всего было получено 75 замеров лучевой скорости HD 164595, девять из которых оказались низкой точности и при дальнейшем анализе не учитывались.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 164595 b оценивается в 16.14 ± 2.7 масс Земли. Этот очень теплый нептун вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.23 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ^+0.12/_-0.07, и делает один оборот за 40.0 ± 0.24 земных суток.

Кроме четкого RV-сигнала от планеты HD 164595 b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе еще одного или нескольких небесных тел на более широкой орбите.

Планеты с минимальной массой меньше 40 масс Земли на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Транзитные планеты показаны красным цветом, планета HD 164595 b – синим кружком. Треугольниками показаны планеты, входящие в состав многопланетных систем, кружками – одиночные (пока) планеты. Зелеными линиями показано модельное расположение планет, наводящих на звезду с массой Солнца колебания лучевой скорости с полуамплитудой 3 м/сек (пунктирная линия) и 1 м/сек (сплошная линия).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1506.07144.pdf

 

 

23 июня 2015
Новый транзитный горячий юпитер HAT-P-55 b

Транзитные горячие юпитеры – внесолнечные планеты, которые обнаруживать легче всего. Для их поиска не нужны ни космические телескопы, ни высокоточные спектрометры, достаточно небольших автоматических телескопов с диаметром объектива 10-20 см. Сравнительная легкость и дешевизна подобных поисков поспособствовали организации множества наземных транзитных обзоров, из которых самыми успешными являются SuperWASP и HATNet.

Обзор HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network) начал свою работу в 2003 году. Он основан на фотометрических наблюдениях, проводимых шестью широкоугольными автоматическими телескопами, четыре из которых расположены в обсерватории им. Фреда Лоуренса в Аризоне, а еще два – на горе Мауна-Кеа (Гавайи). Обзором HATNet обнаружена примерно четверть всех транзитных горячих юпитеров, известных к настоящему моменту, осмотрено около 37% неба северного полушария. Поиск транзитных планет ведется у сравнительно ярких звезд (до +13 видимой звездной величины), что позволяет не только находить транзитные кандидаты, но и подтверждать их планетную природу методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

11 июня 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Дианы Джанчер (D. Juncher) с коллегами, посвященная открытию очередного транзитного горячего юпитера HAT-P-55 b. Эта планета является типичной для своего класса: ее масса составляет 0.58 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.18 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.435 ± 0.077 г/куб.см. Гигант вращается вокруг родительской звезды – аналога Солнца – на среднем расстоянии 0.046 а.е. (~9.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.58525 земных суток. Эффективная температура HAT-P-55 b оценивается авторами открытия в 1313 ± 26К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Информация получена: http ://arxiv.org/pdf/1506.03734. pdf

 

 

18 июня 2015
WASP-121 b: горячий юпитер на полярной орбите, находящийся на грани приливного разрушения

Большинство горячих юпитеров, обнаруженных наземными транзитными обзорами, имеют орбитальные периоды 3-4 земных суток. Планет на более тесных орбитах (менее 2 суток) известно гораздо меньше, и этот недостаток – отнюдь не следствие наблюдательной селекции, напротив, планеты на самых близких к звезде орбитах обнаруживать легче всего. Что же мешает планетам располагаться совсем близко к своим звездам? По-видимому, тут важную роль начинают играть приливные силы. Известно всего несколько планет, вращающихся вокруг своих звезд на расстоянии, меньшем удвоенного предела Роша – т.е. расстояния, на котором планета оказалась бы немедленно разорвана приливными силами. Изучение таких планет позволяет оценить добротность звезд Q (stellar tidal dissipation factor), которую очень трудно определить на основании модельных расчетов (так, различные теоретические модели строения звезд предсказывают величину Q в диапазоне от 10⁵ до 10⁹).

9 июня 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов, работающих в рамках наземного транзитного обзора WASP-South, посвященная открытию транзитного горячего юпитера WASP-121 b, чья большая полуось орбиты всего на 15% больше предела Роша родительской звезды. Планета вращается на расстоянии всего 3.75 звездных радиусов!

WASP-121 – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 270 ± 90 пк. Ее масса оценивается в 1.35 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.46 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 3.3 ± 0.3 раза превышает солнечную. Звезда быстро вращается – один оборот вокруг своей оси она делает или за 0.89, или за 1.13 земных суток (на соответствующей периодиограмме два сильных пика, и пока не ясно, какой из них отвечает за период вращения звезды). Однако линейная скорость вращения, измеренная по уширению линий в спектре, сравнительно невелика, что говорит о том, что мы наблюдаем эту звезду примерно со стороны полюса. Возраст WASP-121 достаточно неопределенно оценивается в 1.5 ± 1 млрд. лет.

Масса горячего юпитера WASP-121 b составляет 1.18 ± 0.06 масс Юпитера, а радиус достигает 1.81 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.20 ± 0.01 г/куб.см (а с учетом несферичности планеты – 0.183 ± 0.016 г/куб.см). Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0254 ± 0.0005 а.е. (3.75 звездных радиусов!) и делает один оборот за 1.27493 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 2358 ± 52К. Измерение эффекта Мак-Лафлина позволило определить наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды (точнее, проекцию этого угла на небесную сферу) – оно оказалось равным 258 ± 6°. Это подтверждает вывод о том, что звезда обращена к нам примерно полюсом, а планета находится на полярной орбите.

Близость планеты к пределу Роша звезды приводит к заметной несферичности ее формы. По расчетам авторов статьи, радиус планеты в подзвездной точке достигает 2.01 ± 0.07 радиусов Юпитера, радиус в антизвездной точке – 2.00 ± 0.07 радиусов Юпитера, а полярный радиус – всего 1.79 ± 0.04 радиусов Юпитера.

Планеты на грани приливного разрушения. По оси абсцисс отложено расстояние между звездой и планетой в единицах предела Роша звезды (a/aR), по оси ординат – масса планеты. Положение WASP-121 b отображено красным цветом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1506.02471.pdf

 

 

16 июня 2015
HAT-P-56 b: транзитный горячий гигант, изученный «Кеплером» в рамках миссии K2

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера больше не может наблюдать поле Кеплера в области созвездий Лебедя и Лиры. Теперь телескоп ведет наблюдения участков неба, расположенных вдоль эклиптики, в рамках расширенной миссии K2. К сложившейся ситуации как нельзя лучше подходит поговорка «не было бы счастья, да несчастье помогло». Фотометрия высочайшего качества, получаемая «Кеплером» для различных объектов на новых наблюдательных площадках, позволяет как открывать новые планеты, так и уточнять свойства уже известных. В частности, фотометрия звезды HAT-P-56, у которой наземный транзитный обзор HATNet обнаружил горячий гигант HAT-P-56 b, позволила существенно уточнить свойства данной системы. Интересно, что эти наблюдения были проведены на нулевом поле (K2 Campaign 0 field) в рамках тестирования телескопа еще до начала систематических научных наблюдений.

Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа TRES, установленного на 1.5-метровом телескопе обсерватории им. Лоуренса (FLWO).

Итак, HAT-P-56 – сравнительно горячая, яркая и быстро вращающаяся звезда спектрального класса F, являющаяся переменной типа гамма Золотой Рыбы. Ее масса оценивается в 1.30 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.43 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 3.39 ± 0.19 раз превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 2 ± 0.35 млрд. лет. Система удалена от нас на 311 ± 7 пк.

Масса горячего юпитера HAT-P-56 b достигает 2.18 ± 0.25 масс Юпитера, что при радиусе 1.47 ± 0.04 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.86 ± 0.12 г/куб.см. Для своей массы планета является достаточно рыхлой – видимо, дело в сильном нагреве ультрафиолетовой радиацией близкой и горячей звезды. HAT-P-56 b вращается вокруг нее по близкой к круговой орбите (был получен только верхний предел на эксцентриситет – 0.246) на среднем расстоянии 0.0423 ± 0.0004 а.е. (~6.4 звездных радиусов), и делает один оборот за 2.79083 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1840 ± 21К.

Горячий юпитер HAT-P-56 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цветом показана эффективная температура планет (шкала температур приведена справа). Линиями показаны разные варианты теоретической зависимости радиуса планет от их массы (для возраста 1 и 3 млрд. лет и расстояния до звезды 0.02 и 0.045 а.е.).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1506.01776v1.pdf

 

 

8 июня 2015
HATS-8 b: нечто среднее между Нептуном и Сатурном

Изучение внесолнечных планетных систем привело к открытию экзопланет, не имеющих аналога в Солнечной системе. Например, рядом с Солнцем отсутствуют суперземли – планеты с массой в диапазоне от 2 до 10 масс Земли – и это притом, что в других планетных системах они очень распространены. Также в Солнечной системе нет планет переходного типа между планетами-гигантами, состоящими в основном из водорода и гелия, и малыми (ледяными) гигантами, состоящими в основном из льдов различного состава (т.е. нет планет с массами в интервале от 0.05 до 0.3 масс Юпитера).

Открытие горячего субсатурна HATS-8 b отчасти восполняет этот пробел. Новая планета, открытая в рамках наземного транзитного обзора «Южный HAT» (HATSouth), при массе около 44 масс Земли (0.138 ± 0.019 масс Юпитера) имеет радиус 0.873 ^+0.123/_-0.075 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.26 ± 0.09 г/куб.см. Низкая плотность этой планеты говорит о том, что она является скорее легким газовым гигантом, чем тяжелым аналогом Нептуна. HATS-8 b вращается вокруг солнцеподобной звезды, совсем недавно начавшей сходить с главной последовательности, на среднем расстоянии 0.04667 ± 0.00055 а.е. (~9.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.584 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1324 ⁺⁷⁹/_-38 К.

Расстояние до системы составляет 829 ⁺¹¹⁰/_-48 пк.

Планета HATS-8 b (показана красным цветом) на плоскости «масса планеты – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет.

Интересно, что новая планета находится прямо посередине переходной области между легкими планетами, чья средняя плотность уменьшается по мере роста их массы, и тяжелыми планетами, которые с ростом массы становятся все плотнее.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1506.01334.pdf

 

 

5 июня 2015
KELT-8 b: транзитный горячий гигант, обнаруженный 4.2-сантиметровым телескопом

Наземный транзитный обзор KELT-North наглядно демонстрирует, что вести поиск внесолнечных планет можно и весьма скромными инструментами. Так, диаметр объектива камеры Mamiya 645 составляет всего 42 мм! Телескоп обладает полем зрения размером 26х26° (разрешение 23 угловых секунд в пикселе) и ведет поиск транзитных экзопланет у ярких звезд северного неба.

25 мая 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Бенджамина Фултона (Benjamin J. Fulton) с коллегами, посвященная открытию обзором KELT-North очередного транзитного горячего юпитера KELT-8 b. Транзитный кандидат был обнаружен после анализа фотометрии звезды KELT-8 (HD 343246), полученной в период с 30 мая 2007 года по 14 июня 2013 года, причем всего было сделано 5978 замеров ее блеска. Планетная природа транзитного кандидата была подтверждена (и измерена его масса) методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа Леви, установленного на телескопе APF Ликской обсерватории.

Итак, KELT-8 – звезда спектрального класса G2 V, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.21 ± 0.08 солнечных масс, радиус достигает 1.67 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость в 2.74 ^+0.51/_-0.40 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст KELT-8 оценивается в 5.4 ± 0.5 млрд. лет.

Система удалена от нас на 236 ± 9 пк. На расстоянии 8.8 угловых секунд от KELT-8 расположена звезда заднего фона, физически с ней не связанная (красный гигант спектрального класса K). Учет светового загрязнения кривой блеска KELT-8 позволил уточнить параметры этой системы.

Масса планеты KELT-8 b составляет 0.87 ± 0.06 масс Юпитера, при этом ее радиус достигает 1.86 ± 0.18 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности – всего 0.167 ^+0.047/_-0.038 г/куб.см. Этот рыхлый горячий юпитер вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0457 ± 0.01 а.е. (~5.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.244 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1675 ± 61К. Это вторая по величине экзопланета, известная к настоящему моменту (еще больше только Kepler-435 b).

Планета KELT-8 b на плоскости «масса-радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения, зелеными треугольниками показаны планеты Солнечной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1505.06738v1.pdf

 

 

1 июня 2015
Об эксцентриситетах орбит небольших транзитных планет Кеплера

Планеты Солнечной системы движутся по орбитам с малым эксцентриситетом. Так, эксцентриситет самой маленькой и эксцентричной планеты – Меркурия – лишь слегка превышает 0.2, а средний эксцентриситет орбит остальных семи планет близок к 0.04. Однако очень многие внесолнечные планеты-гиганты движутся по резко эксцентричным орбитам. Рекордсменом здесь является планета HD 80606 b, эксцентриситет орбиты которой достигает величины 0.9337±0.0004.

Что можно сказать про эксцентриситеты орбит менее массивных экзопланет, нептунов и суперземель? RV-обзоры не дают ответа на этот вопрос – из-за малой амплитуды колебаний лучевой скорости, наводимых на свою звезду маломассивной планетой, эксцентриситет ее орбиты оказывается трудно определимым.

Однако есть еще один способ, позволяющий оценить эксцентриситеты орбит небольших транзитных планет. Он основан на том, что планета, вращаясь по эллиптической орбите, по 3-му закону Кеплера движется по ней с разной скоростью – быстрее всего в перицентре, и медленнее – в апоцентре. Соответственно, продолжительность транзита такой планеты будет отличаться от продолжительности транзита планеты с тем же орбитальным периодом, но находящейся на круговой орбите. В зависимости от того, в какой именно точке своей орбиты планета спроецируется на звездный диск, продолжительность транзита планеты на эксцентричной орбите может быть как больше, так и меньше продолжительности транзита планеты на круговой орбите.

Разная скорость планеты на разных участках эксцентричной орбиты приводит к разной продолжительности транзита. На рисунке показан случай орбиты с эксцентриситетом 0.6. Слева аргумент перицентра орбиты планеты равен 120°, и продолжительность ее транзита оказывается больше, чем у планеты того же орбитального периода на круговой орбите. Справа аргумент перицентра равен 300°, и продолжительность транзита оказывается меньше.

Если у нас есть возможность определить среднюю плотность звезды независимыми методами (например, с помощью астросейсмологии), то сравнивая ее истинную среднюю плотность с эффективной средней плотностью, вычисленной из транзитных наблюдений, можно получить важные ограничения на эксцентриситет орбиты транзитной планеты и ее аргумент перицентра. В случае круговых орбит истинная и эффективная средние плотности звезды, очевидно, равны.

Отношение истинной средней плотности звезды к эффективной средней плотности, вычисленной на основе наблюдений транзитов, для различных величин эксцентриситета и аргумента перицентра орбиты транзитной планеты.

Воспользовавшись этой методикой и учтя влияние прицельного параметра, который тоже влияет на продолжительность транзита, два датских астронома Винсент ван Эйлен (Vincent Van Eylen) и Саймон Альбрехт (Simon Albrecht) проанализировали кривые блеска 28 сравнительно ярких звезд, полученные космическим телескопом им. Кеплера. Яркость звезд (их видимые звездные величины лежали в интервале от +8.7 до +13) позволила определить их среднюю плотность методом астросейсмологии. У рассмотренных звезд обнаружено в общей сложности 74 транзитных кандидата, многие из которых уже подтверждены как планеты. Все транзитные кандидаты имеют сравнительно небольшие размеры (меньше 2.8 земных), их орбитальные периоды лежат в интервале от 0.8 до 180 земных суток.

Что же оказалось?
Оказалось, что небольшие планеты в многопланетных системах, как правило, движутся по орбитам, близким к круговым. Соответствующее распределение планет по эксцентриситетам оказалось ближе к аналогичному распределению планет Солнечной системы, чем к распределению планет-гигантов, полученному из RV-обзоров.

Планеты Солнечной системы (показаны красным цветом), небольшие планеты Кеплера, рассмотренные Vincent Van Eylen и Simon Albrecht (показаны синим цветом) и планеты, обнаруженные методом измерения лучевых скоростей (показаны серым цветом), на плоскости «масса планеты – эксцентриситет орбиты». Как правило, маломассивные планеты имеют небольшой эксцентриситет орбит, сравнимый с эксцентриситетом орбит планет Солнечной системы (хотя и тут есть исключения).

Кроме получения общих выводов, авторы статьи смогли подтвердить планетную природу пяти планет в двух системах, Kepler-449 и Kepler-450.

Kepler-449 (KOI-270, KIC 6528464) – старая солнцеподобная звезда, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая превращаться в красный гигант. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.05 солнечных масс, радиус составляет1.47 ± 0.03 солнечных радиусов, температура фотосферы (5588 ± 100К) соответствует спектральному классу G. Возраст звезды достигает 12.1 ± 1.6 млрд. лет. Расстояние до Kepler-449 не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 288 пк.

Кривая блеска звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 12.58 и 33.67 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.06 ± 0.07 и 2.76 ± 0.09 радиусов Земли. Орбиты обеих планет близки к круговым (эксцентриситеты ~0.03 и ~0.05). Судя по размерам, обе планеты являются нагретыми мини-нептунами (их эффективные температуры оцениваются в 923 и 665К).

На расстоянии всего 0.05 угловых секунд от Kepler-449A расположен звездный компаньон Kepler-449B той же звездной величины в полосах J и K_s. Поскольку обе звезды очень похожи, пока не ясно, какому именно компаньону принадлежат планеты Kepler-449 b и Kepler-449 c.

Kepler-450 (KOI-279, KIC 12314973) – звезда главной последовательности спектрального класса F8. Ее масса оценивается в 1.35 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.57 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.3 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца.

Кривая блеска Kepler-450 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 7.515, 15,413 и 28.455 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.84 ± 0.07, 2.62 ± 0.14 и 6.14 ± 0.33 радиусов Земли (от внутренней планеты к внешней). Орбиты двух внешних планет близки к круговым (e ~ 0.02), но орбита внутренней демонстрирует заметный эксцентриситет (e ~ 0.14). С учетом близости к своей звезде (их разделяет только 11 звездных радиусов) эта планета, скорее всего, является массивным и горячим аналогом Ио, спутника Юпитера. Остальные две планеты (мини-нептун и легкая планета-гигант) тоже сильно нагреты – их температуры команда Кеплера оценивает в 941 и 767К.

Интересно, что звезда Kepler-450 также является двойной – на расстоянии 0.9 угловых секунд от нее расположен звездный компаньон, чей блеск составляет всего около 6% от блеска главной звезды. Однако измерение средней плотности обеих звезд неопровержимо свидетельствует, что все три планеты вращаются вокруг главного компаньона.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1505.02814v1.pdf

 

 

24 мая 2015
У Альдебарана обнаружена массивная планета-гигант

Попытки обнаружить периодические колебания лучевых скоростей звезды Альдебаран, ярчайшей звезды из созвездия Тельца, предпринимались с 80-х годов XX века. Начиная с 1993 года, различные авторы то открывали рядом с этим близким красным гигантом массивные планеты, то закрывали их. Проблема заключается в наличии собственных колебаний фотосферы Альдебарана, чья полуамплитуда достигает 100 м/сек. Для того, чтобы разделить колебания лучевой скорости звезды, вызванные внутренними причинами, от колебаний, вызванных гравитационным влиянием планеты, потребовалось проанализировать богатые ряды наблюдений, собранные за 30 лет.

14 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию у Альдебарана планеты-гиганта с минимальной массой (параметром m sin i) 6.47 ± 0.53 масс Юпитера и орбитальным периодом 629.0 ± 0.9 земных суток. В отличие от многочисленных колебаний лучевой скорости, вызванных звездной активностью, чей период постоянно менялся, колебания с периодом 629 суток отличались высокой степенью когерентности. Кроме того, они не сопровождались изменением профиля спектральных линий в спектре звезды с тем же периодом (что всегда происходит с колебаниями, вызванными внутренней активностью). Это привело авторов статьи к выводу, что колебания лучевой скорости Альдебарана с периодом 629 земных суток обусловлены гравитационным влиянием планеты, а не какой-либо другой причиной.

Альдебаран, или альфа Тельца (HD 29139, HIP 21421, HR 1457) – яркий (видимая звездная величина +0.85) красный гигант спектрального класса K5 III, удаленный от нас на 20.43 ± 0.32 пк. Его масса оценивается в 1.13 ± 0.11 солнечных масс, радиус достигает 45.1 ± 0.1 солнечных радиусов. Возраст звезды составляет 6.6 ± 2.4 млрд. лет. Когда-нибудь таким станет и наше Солнце.

Если Альдебаран не претерпел значительную потерю массы, то на главной последовательности он был звездой спектрального класса F7.

Чтобы определить орбитальные и физические параметры планеты, вращающиеся вокруг Альдебарана, авторы проанализировали 7 наборов замеров лучевой скорости этой звезды, накопленных за последние 30 лет, сделанные на разных спектрографах.

Измерения лучевой скорости Альдебарана, наложенные на фазовую кривую с периодом 629 суток. Разным цветом отражены показания различных спектрографов. Большой разброс данных измерений объясняется наличием собственных колебаний фотосферы звезды, их амплитуда показана черным вертикальным отрезком в левой нижней части диаграммы.

Как уже говорилось, минимальная масса планеты Альдебаран b составляет 6.47 ± 0.53 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.46 ± 0.27 а.е. и эксцентриситетом 0.10 ± 0.05, и делает один оборот за 629.0 ± 0.9 земных суток. Несмотря на широкую орбиту, из-за очень высокой светимости звезды температурный режим планеты соответствует горячим юпитерам.

Если наклонение орбиты Альдебаран b окажется меньше 30°, его истинная масса превысит 13 масс Юпитера, и этот объект окажется не планетой, а коричневым карликом.

Информация получена: http://xxx.tau.ac.il/pdf/1505.03454v1.pdf

 

 

19 мая 2015
Уточнено строение 5-планетной системы Kepler-296

Система Kepler-296 (KOI-1422) включает в себя два красных карлика, разделенных угловым расстоянием 0.217 секунд и образующих физическую пару. Кривая блеска пары демонстрирует пять транзитных сигналов, которые соответствовали бы планетам разных радиусов в зависимости от того, вращаются ли эти планеты вокруг более яркой или более тусклой из звезд. Более того, в момент открытия этой системы было неясно, вращаются ли все транзитные кандидаты вокруг одной из звезд, или же они как-то распределены между обеими звездами. В этой непростой ситуации требовалось разобраться.

7 мая 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Томаса Бакли (Thomas Barclay) с коллегами, посвященная всестороннему изучению и анализу системы Kepler-296. Исследователи провели наблюдения звездной пары с помощью 10-метрового телескопа Кек II, оснащенного системой адаптивной оптики. Наблюдения были проведены 8 августа 2013 года в полосах ближнего ИК-диапазона K_s и J. В обеих полосах система легко разрешилась на два компонента. Это позволило существенно уточнить свойства обеих звезд.

Итак, главный компонент пары, Kepler-296A имеет массу 0.50 ^+0.07/_-0.09 солнечных масс, радиус – 0.48 ^+0.07/_-0.09 солнечных радиусов и эффективную температуру 3740 ± 130К. Второй компонент Kepler-296B несколько меньше – его масса составляет 0.33 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 0.32 ± 0.07 солнечных радиусов, эффективная температура – 3440 ± 75К. Главный компонент обеспечивает 78.5 ± 1.2% светимости системы Kepler-296, второй компонент – 21.5 ± 1.2%. Звезды разделены линейным расстоянием в ~35 а.е. (в проекции на небесную сферу).

Проведя анализ фотометрических данных за 13 наблюдательных кварталов, авторы статьи нашли, что все пять транзитных планет вращаются вокруг главного компонента пары (достоверность этого вывода составляет 99.9%).

Какой же предстает перед нами система Kepler-296A?

Ближайшей к родительской звезде является планета Kepler-296A c. Это суперземля или мини-нептун с радиусом 2.00 ± 0.33 радиусов Земли, удаленная от своей звезды на 0.052 ± 0.009 а.е. (23.5 ± 1 звездных радиусов) и делающая один оборот за 5.84164 земных суток. Освещенность, создаваемая на орбите Kepler-296A c родительской звездой, в 14.8 ± 2.7 раза превышает освещенность, создаваемую Солнцем на орбите Земли (иначе говоря, эта планета оказывается горячее Меркурия).

Второй по удаленности является суперземля Kepler-296A b с радиусом 1.61 ± 0.29 радиусов Земли и орбитальным периодом 10.86438 земных суток, удаленная от своей звезды на 0.079 ± 0.013 а.е. (35.7 ± 1.7 звездных радиусов). Освещенность на орбите этой планеты составляет 6.5 ± 1.2 земных, иначе говоря, температурный режим Kepler-296A b оказывается близким к температурному режиму Меркурия.

Третьей стала планета Kepler-296A d, удаленная от родительской звезды на 0.118 ± 0.02 а.е. (53.1 ± 2.6 звездных радиусов). Это мини-нептун радиусом 2.09 ± 0.33 радиусов Земли, делающий один оборот за 19.8503 земных суток. Освещенность на его орбите составляет 2.9 ± 0.5 земных, иначе говоря, его температурный режим оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Четвертая планета Kepler-296A e находится на внутреннем краю обитаемой зоны. Ее радиус оценивается в 1.53 ± 0.27 радиусов Земли. Эта суперземля вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.169 ± 0.029 а.е. (76.2 ± 3.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 63.336 земных суток. Ее температурный режим оказывается промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры (освещенность 1.41 ± 0.25 земных).

Наконец, пятая планета Kepler-296A f находится на внешнем краю обитаемой зоны, освещенность на ее орбите составляет 0.62 ± 0.11 той освещенности, что создает Солнце на орбите Земли. Ее радиус оценивается в 1.80 ± 0.31 земных радиусов. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.255 ± 0.043 а.е. (115.1 ± 5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 162.607 земных суток. С учетом парникового эффекта в плотной атмосфере, компенсирующего недостаток освещенности, ее можно считать потенциально обитаемой.

Орбиты всех пяти планет близки к круговым. Из фотометрических данных получены только верхние пределы на их эксцентриситеты (с достоверностью 3 сигма e < 0.33, скорее всего, реальные эксцентриситеты гораздо меньше этой величины).

Планетная система звезды Kepler-296A является прекрасным примером плоской невозмущенной плотно упакованной многопланетной системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1505.01845v1.pdf

 

 

13 мая 2015
Транзитная суперземля 55 Cancri e меняет свою яркость

Суперземля 55 Cancri e – уникальная планета, не имеющая аналога в Солнечной системе. Ее масса оценивается в 8.09 ± 0.26 земных масс, радиус – в 2.17 ± 0.1 земных радиусов, что приводит к средней плотности 6.3 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~2.3 млн. км и делает один оборот примерно за 18 часов. Температура дневного полушария 55 Cancri e оценивается в 2400К.

В период с 2011 по 2013 год система 55 Cancri неоднократно наблюдалась космическим инфракрасным телескопом им. Спитцера на волне 4.5 мкм. Проводились наблюдения как транзитов (проходов планеты по диску звезды), так и вторичных минимумов (когда планета заходила за звездный диск). Сравнение блеска системы непосредственно перед вторичным минимумом, когда приходящий световой поток складывается из светового потока от звездного диска и от дневного полушария планеты, и во время вторичного минимума, когда виден только диск звезды, позволило выявить тепловой поток от планеты и обнаружить его переменность. На протяжении одного года глубина вторичного минимума изменилась в 3.7 раза – с 47 ± 21 ppm до 176 ± 28 ppm ! Это соответствует изменению температуры дневного полушария планеты с 1427 ⁺²³⁸/_-276 К до 2699 ⁺²⁴⁷/_-253 К! Дальнейшие наблюдения, проведенные в 2013 году, показали, что характерное время переменности теплового потока от планеты составляет всего несколько дней или недель.

Кредит изображения: http://www.space.com/29303-super-earth-volcanoes-planet-55-cancri-e.html

Как пишут авторы открытия, 11-летние фотометрические наблюдения звезды 55 Cancri показали, что она является достаточно спокойной, с низким уровнем активности. Это говорит о том, что переменная (и насколько переменная!) глубина вторичных минимумов планеты не может быть имитирована пятнами на поверхности звезды. Скорее всего, переменность теплового потока от 55 Cancri e вызвана бурной вулканической активностью этой планеты, напоминающей активность Ио, спутника Юпитера, но несравненно более мощной. По расчетам авторов статьи, вулканические плюмы могут бить на высоту 500 км (в атмосфере из водяного пара) или 200-300 км (в атмосфере из угарного и углекислого газов). Возможно даже формирование околопланетного тора из вещества, выброшенного во время самых сильных извержений.

Непрозрачные «облака» вулканических газов и пыли экранируют яркое излучение лавового океана на дневной стороне планеты и приводят к понижению видимой температуры с ~2400K до ~1400K. При ослаблении активности пелена частично рассеивается, и видимая температура диска планеты вновь возрастает до ~2600K.

Температурный профиль атмосферы планеты 55 Cancri e по данным ИК-телескопа им. Спитцера.

Будущие спектральные наблюдения суперземли 55 Cancri e позволят определить химический состав вулканических газов и уточнить модели внутреннего строения этой планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1505.00269v1.pdf

 

 

29 апреля 2015
Открыты еще два мини-нептуна в системе HD 7924

Наблюдения, проведенные космическим телескопом им. Кеплера, показали, что в Галактике широко распространены планеты, не имеющие аналогов в Солнечной системе – суперземли и мини-нептуны. Масса и радиус этих планет являются промежуточными между массами и радиусами Земли – крупнейшей планеты земного типа в Солнечной системе, и Урана – самого легкого гиганта. Часть подобных планет могут быть массивными планетами земного типа, т.е. иметь преимущественно железокаменный состав, часть – напоминать ледяные гиганты с их плотной протяженной водородно-гелиевой атмосферой, часть – вообще быть ни на что не похожими мирами с экзотическими атмосферами из водяного пара или угарного газа.

Кроме «Кеплера», широкую распространенность суперземель и мини-нептунов подтверждает обзор Eta-Earth Survey, посвященный поиску небольших планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Замеры лучевых скоростей производятся высокоточным спектрографом HIRES, установленном на 10-метровом телескопе обсерватории им. Кека. В настоящее время ведется мониторинг 166 близких звезд главной последовательности спектральных классов G и K. Обзором уже обнаружено несколько маломассивных планет и показано, что распространенность суперземель с массами 3-10 масс Земли примерно в 2 раза выше, чем распространенность нептунов с массами 10-30 масс Земли.

Первой планетой, обнаруженной обзором Eta-Earth, стал легкий горячий нептун HD 7924 b (это произошло в 2009 году). Минимальная масса этой планеты (параметр m sin i) составила 8.7 масс Земли, орбитальный период – 5.4 земных суток. В дальнейшем мониторинг звезды HD 7924 продолжился – как с помощью спектрографа HIRES, так и с помощью 2.4-метрового телескопа APF, расположенного на Ликской обсерватории. За последние 5 лет было получено 599 дополнительных замеров лучевой скорости HD 7924 на HIRES и 109 замеров на APF. Точность единичного замера составила 0.9-1.6 м/сек на HIRES и 2-3 м/сек – на APF. Анализ внушительного массива данных позволил обнаружить в этой системе еще две маломассивные планеты на более широких орбитах.

Итак, HD 7924 (HIP 6379, GJ 56.5) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 16.82 ± 0.13 пк. Его масса оценивается в 0.83 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.782 ± 0.026 солнечных радиусов, светимость близка к 0.365 солнечным.

Кроме горячего нептуна HD 7924 b, известного с 2009 года, в этой системе открыты еще две планеты. Минимальная масса средней из них составляет 7.86 ± 0.73 земных масс, внешней – 6.44 ± 0.79 земных масс. Средняя планета HD 7924 c вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.1 ± 0.1) на среднем расстоянии 0.1134 ± 0.0014 а.е., и делает один оборот за 15.299 ± 0.003 земных суток. Авторы открытия оценили ее эффективную температуру в 583 ± 5К (в предположении альбедо, равного 0.32).

Параметры внешней планеты HD 7924 d известны несколько хуже. Она вращается вокруг родительской звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.155 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.21 ± 0.13, и завершает оборот за 24.451 ± 0.017 суток. Эффективная температура внешней планеты составляет 499 ± 4К. Иначе говоря, все три планеты в этой системе оказываются горячее Меркурия.

Исследователи поискали транзиты обнаруженных планет, но ничего не нашли.

По своему строению система HD 7924 напоминает компактные плотно упакованные многопланетные системы, во множестве обнаруженные «Кеплером».

Строение планетной системы HD 7924 (показана черным цветом) в сравнении с трехпланетными системами Кеплера. Представлены системы, радиусы планет в которых не превышают 4 радиуса Земли. Радиусы планет системы HD 7924 (которые остаются неизвестными) оценены по формуле в предположении, что истинные массы совпадают с минимальными (m sin i).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1504.06629.pdf

 

 

27 апреля 2015
EPIC 201637175 b: первая испаряющаяся планета, открытая миссией K2

Среди удивительных открытий «Кеплера» было и открытие т.н. «испаряющихся планет» – небольших планет земного типа, расположенных очень близко к своим звездам и разрушающихся на наших глазах с образованием длинного оптически толстого кометного хвоста из силикатной пыли. Первой планетой этого типа стала KIC 12557548 b, представленная в 2012 году, второй – KOI 2700 b (KIC 8639908 b). Обе планеты имели высокую температуру поверхности и очень малую массу. Оценки темпов потери массы привели исследователей к выводу, что на временах порядка 10-100 млн. лет обе планеты должны полностью испариться.

После выхода из строя второго маховика системы ориентации инженеры космического телескопа им. Кеплера предложили для него новую стратегию наблюдений. Теперь «Кеплер» наблюдает площадки, расположенные вдоль эклиптики. Каждая такая площадка мониторится в течение ~80 земных суток. Так, наблюдения первой площадки проводились с 30 мая по 20 августа 2014 года, всего для мониторинга было отобрано 21 647 звезд. Фотометрия снималась в «длинной моде» (в этом режиме блеск выбранных звезд измеряется каждые 29.4 минут).

Звезда EPIC 201637175, расположенная на первой наблюдательной площадке, демонстрировала транзитный сигнал с периодом 9.1457 часов и переменной глубиной, меняющейся от 0 до 1.3%. Это были явные признаки «испаряющейся планеты». Звезда немедленно подверглась самому пристальному изучению – были получены снимки ее окрестностей на 8.2-метровом телескопе Субару, а также спектры высокого разрешения, наблюдения транзитов продолжились на наземных телескопах.

Звезда EPIC 201637175 оказалась красным карликом спектрального класса M0 V. Ее масса оценивается в 0.60 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость составляет 6.3 ± 0.8% светимости Солнца. Сравнительно небольшой период вращения EPIC 201637175 (15.3 суток) говорит о ее относительной молодости.
Звезда удалена от нас на 225 ± 50 пк.

На расстоянии 2 угловых секунд от EPIC 201637175 (что соответствует ~450 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон спектрального класса M4 V, чей блеск составляет ~12% блеска главной звезды.

Что же можно сказать о планете?

«Испаряющаяся планета» вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0088 ± 0.0008 а.е. (3.3 ± 0.2 звездных радиуса!). Ее радиус не превышает 2.5 радиусов Земли, масса – 1.4 масс Юпитера. Скорее всего, и масса, и радиус этой планеты во много раз меньше этих верхних пределов. Основное поглощение света звезды создается не планетой, а мощным пылевым хвостом. Хвост образован мелкими частицами, чьи размеры не превышают 0.3-0.5 мкм. Темпы потери массы составляют ~2·10¹¹ г/сек (200 тысяч тонн в секунду).

Интересно, что непосредственно перед транзитом и сразу после блеск системы немного возрастает (на кривой блеска возникают «выпуклости»). Появление этих выпуклостей объясняется рассеянием света «вперед» теми пылевыми частицами, что еще не вступили на звездный диск. Причем выпуклость «после транзита» оказывается более заметной, чем выпуклость «перед транзитом»! Это говорит о наличии двух пылевых хвостов, отходящих от планеты. По расчетам авторов открытия, через 20-70 млн. лет EPIC 201637175 b испарится полностью.

Результат численного моделирования пылевых хвостов испаряющейся планеты EPIC 201637175 b. В рамках моделирования отслеживалась судьба 50 тыс. отдельных частиц. Учитывались силы гравитации и сила светового давления. Плотность пылевых хвостов кодируется цветом: белым и красным цветом показаны области максимальной плотности, фиолетовым цветом – минимальной. Звездный диск, орбита планеты и пылевые хвосты показаны в одном масштабе.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1504.04379.pdf

 

 

22 апреля 2015
KOI-372: молодая система с двумя планетами-гигантами на широких орбитах

За 4 года работы в рамках основной миссии космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 4600 транзитных кандидатов в планеты. Большая часть из них может быть подтверждена только статистически, однако для транзитных кандидатов размерного класса гигантов возможна проверка их планетной природы и измерение массы кандидата методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. В программе подтверждения кандидатов «Кеплера» участвует сразу несколько наземных спектрографов (SOPHIE, CAFE, HARPS-N и ряд других).

21 апреля 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Луиджи Манчини (L. Mancini) с коллегами, посвященная подтверждению планетной природы транзитного кандидата KOI-372.01. Звезда KOI-372 (KIC 6471021) мониторилась в течение 17 наблюдательных кварталов «Кеплера» – с мая 2009 по май 2013 года. В результате было зафиксировано 12 транзитных событий глубиной ~0.2% и периодом 125.6 земных суток. Глубина и продолжительность транзитов соответствовала наличию рядом со звездой KOI-372 планеты-гиганта на сравнительно широкой орбите.

В период с июля 2012 по июль 2014 года было проведено 12 замеров лучевой скорости звезды KOI-372 с помощью спектрографа CAFE, установленного на 2.2-метровом телескопе обсерватории Calar Alto в Испании. Точность единичного замера менялась от 19 до 47 м/сек для разных ночей и условий наблюдения.

Итак, KOI-372 – молодая солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.12 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно на 30% превышает солнечную. Быстрое вращение (один оборот вокруг своей оси звезда делает за 11.77 земных суток), значительная пятенная активность и заметное содержание лития говорят о молодости KOI-372 – ее возраст составляет 1.0 ± 0.3 млрд. лет. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.39), его можно оценить в 374 пк.

Масса планеты KOI-372 b достигает 3.25 ± 0.20 масс Юпитера, что при радиусе 0.88 ± 0.09 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 4.4 ± 1.4 г/куб.см, необычно высокой для планеты-гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.494 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.17 ± 0.08, и делает один оборот за 125.6324 ± 0.0007 земных суток. Температурный режим гиганта грубо соответствует температурному режиму Меркурия – его эффективная температура оценивается авторами открытия в 423 ± 16К (в предположении нулевого альбедо).

Периодические отклонения времени наступления транзитов KOI-372 b от среднего значения привели Манчини с коллегами к выводу, что в этой системе существует еще одна не транзитная планета на более широкой орбите. Анализ данных привел исследователей к выводу, что масса этой планеты составляет 0.13-0.32 масс Юпитера, что она вращается вокруг родительской звезды на среднем расстоянии ~1.2 а.е. и делает один оборот за 457-463 земных суток. Интересно, что при таких параметрах орбиты планета KOI-372 c попадает в обитаемую зону своей звезды. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Известные транзитные экзопланеты на плоскости «большая полуось орбиты – масса». Размер кружка пропорционален радиусу планеты. Черными кружками представлены планеты KOI-372 b и KOI-372 c. Зеленой полосой показана обитаемая зона звезды KOI-372.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1504.04625.pdf

 

 

17 апреля 2015
CoRoT-28 b и CoRoT-29 b: два транзитных горячих юпитера от миссии COROT

Хотя космический телескоп COROT прекратил работу еще 2 ноября 2012 года, а в июне 2013 года миссия была окончательно признана завершившейся, обработка полученных данных продолжается до сих пор. 8 апреля 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья Дж. Кабреры (J. Cabrera) с коллегами, посвященная открытию еще двух транзитных экзопланет CoRoT-28 b и CoRoT-29 b. Обе планеты являются горячими гигантами, но одна из них отличается очень необычной асимметричной формой транзитной кривой, природу которой еще предстоит установить.

Оба транзитных кандидата были обнаружены на наблюдательной площадке LRc08 в созвездии Змеи, которая мониторилась в период с 6 июля по 30 сентября 2011 года. Оба кандидата прошли стандартную процедуру валидации. Масса обеих планет была измерена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса, а также спектрографов HARPS и FIES. Интересно, что кривые блеска обеих звезд оказались загрязнены светом фоновых звезд, расположенных на малом угловом расстоянии, что было обнаружено с помощью снимков высокого разрешения. Учет этого загрязнения позволил существенно уточнить свойства открытых планет.

Итак, CoRoT-28 – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G8/9 IV. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 1.78 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость примерно в 2 раза превышает солнечную. Система удалена от нас на 560 ± 70 пк. Возраст CoRoT-28 достигает 12.0 ± 1.5 млрд. лет! Однако в спектре этой звезды обнаружены довольно сильные линии лития – элемента, сгорающего в термоядерных реакциях еще на ранних стадиях эволюции звезд. Пока неясно, образуется ли литий в атмосфере звезды по механизму Cameron-Fowler, или звезда сравнительно недавно поглотила одну из своих планет-гигантов.

Масса горячего гиганта CoRoT-28 b составляет 0.484 ± 0.087 масс Юпитера, радиус достигает 0.955 ± 0.066 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.69 ± 0.27 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.059 ± 0.003 а.е. (7.3 звездных радиуса) и эксцентриситетом 0.05 ^+0.05/_-0.04, и делает один оборот за 5.2085 ± 0.0004 земных суток.

Гораздо интереснее и причудливее оказалась система CoRoT-29.

CoRoT-29 – звезда главной последовательности спектрального класса K0 V. Из-за низкого блеска (видимая звездная величина составляет +15.56) параметры звезды определены с большими погрешностями. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 0.90 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 55% от светимости Солнца. Система удалена от нас на 765 ± 50 пк.

Кривая блеска звезды, полученная COROT, демонстрирует транзитный сигнал с глубиной ~0.6%. Однако снимки, полученные на 2-метровом телескопе FTN , показали наличие на расстоянии 10 угловых секунд от CoRoT-29 фоновой звезды сравнимого блеска. Иначе говоря, световое загрязнение составило 54 ± 4%, а, с учетом этого, истинная глубина транзита увеличилась до 1.4 ± 0.3%.

Этого мало. Форма транзитной кривой оказалась явно несимметричной!

Необычная несимметричная форма транзитной кривой, природу которой еще предстоит выяснить.

Чем объяснить наклонное дно транзитной кривой, пока совершенно не ясно. Согласно одной из гипотез, такая странная форма транзита может быть вызвана заметной несферичностью звезды. Однако звезда CoRoT-29 отнюдь не выглядит очень быстро вращающейся (она не отличается бурной активностью, и скорость ее вращения, судя по уширению линий в спектре, не слишком велика). По другой гипотезе, в фотосфере звезды может находиться гигантское пятно. Авторы открытия разводят руками и надеются на будущие космические миссии CHEOPS и PLATO.

Согласно одной из гипотез, за несимметричную форму транзитной кривой отвечает огромное пятно или группа пятен (показано оранжевым цветом). Зеленым крестиком отмечен полюс звезды. Звезда, планета и пятно показаны в одном масштабе.

Так или иначе, планета CoRoT-29 b также оказалась горячим юпитером. Ее масса оценивается в 0.85 ± 0.2 масс Юпитера, радиус сравнительно невелик – 0.90 ± 0.16 радиусов Юпитера, что приводит к достаточно высокой средней плотности – 1.45 ± 0.74 г/куб.см. Скорее всего, гигант содержит крупное ядро из тяжелых элементов. CoRoT-29 b вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.039 ± 0.002 а.е. (~9.2 звездных радиуса) и эксцентриситетом 0.082 ± 0.081, и делает один оборот за 2.85057 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1504.01532v1.pdf

 

 

1 апреля 2015
36 транзитных кандидатов (из них – 18 планет) от миссии K2

Основная миссия космического телескопа им. Кеплера продлилась с мая 2009 по май 2013 года и привела к открытию 4173 транзитных кандидатов в планеты, из которых к настоящему моменту подтверждено 1019. Однако после выхода из строя второго маховика системы стабилизации «Кеплер» больше не мог поддерживать свою ориентацию в пространстве с требуемой точностью, а значит – и продолжать наблюдения в прежнем режиме. После целого ряда попыток восстановить (хотя бы частично) работоспособность маховиков инженеры миссии предложили новую стратегию наблюдений. Теперь «Кеплер» ориентирован параллельно плоскости своей орбиты (которая почти совпадает с эклиптикой), его ориентация поддерживается двумя маховиками, сохранившими работоспособность, а роль третьего маховика играет давление солнечного света. В течение примерно 75 суток «Кеплер» наблюдает одну площадку на небесной сфере, а потом переходит к следующей. Расположение наблюдательных площадок и сроки мониторинга каждой из них можно посмотреть здесь.

И все равно целевые звезды на матрице телескопа дрейфуют примерно на 1 угловую секунду в час. Это приводит к появлению систематических искажений в кривых блеска выбранных звезд, которые приходится убирать последующей математической обработкой данных. Результирующая точность фотометрии при этом оказывается только в несколько раз хуже, чем во время основной миссии. Однако поскольку «Кеплер» в рамках расширенной миссии наблюдает в среднем более близкие и яркие звезды, он по-прежнему может находить планеты радиусом вплоть до 2 радиусов Земли и даже меньше.

26 марта в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная итогам мониторинга 1-й наблюдательной площадки (Кампания 1), который проводился с 30 мая по 21 августа 2014 года. Обнаружено 36 транзитных кандидатов у 31 звезды. 18 кандидатов прошли процедуру валидации (статистического подтверждения, причем 14 – впервые), достоверность их планетной природы превышает 99%. 6 кандидатов оказались ложными открытиями, природа остальных пока не ясна.

Транзитные кандидаты и планеты, обнаруженные во время 1-й наблюдательной кампании, на плоскости «орбитальный период – радиус» и «эффективная температура – радиус». Диаграммы любезно предоставлены Виктором Ясинским.

Одной из наиболее интересных новых планет является EPIC 201912552.01. Ее родительская звезда – красный карлик спектрального класса M3 V , удаленный от нас на 34 ± 4 пк. Масса звезды оценивается в 0.413 ± 0.043 солнечных масс, радиус – в 0.394 ± 0.038 солнечных радиусов. Звезда сравнительно яркая – ее видимая звездная величина составляет +13.5.

Радиус планеты EPIC 201912552.01 составляет 2.24 ± 0.25 радиусов Земли, т.е. перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.149 ± 0.005 а.е. (~84 звездных радиусов) и делает один оборот за 32.9414 ± 0.003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 271 ± 16К.

Благодаря относительной яркости родительской звезды эта система станет прекрасной целью для будущего изучения EPIC 201912552.01 методом трансмиссионной спектроскопии.

О других планетах, открытых в рамках 1-й наблюдательной кампании миссии K2, я расскажу позже.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.07866v1.pdf

 

 

30 марта 2015
На обсерватории Окаяма и телескопе Субару открыто 5 новых планет-гигантов

Поиск планет гигантов на обсерватории Окаяма и телескопе Субару, принадлежащему японской Национальной оптической обсерватории, начался в 2009 году в рамках масштабной международной программы N2K. Эта программа объединила американских, японских и европейских астрономов, занимающихся поиском экзопланет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. В качестве целей программы N2K было выбрано около 2 тысяч звезд главной последовательности и субгигантов спектральных классов FGK ярче +10.5 видимой звездной величины и расположенных не далее 110 пк от Солнца, чья металличность [Fe/H] превышала +0.1. На 8.2-метровом телескопе Субару ведутся наблюдения 635 звезд из этого списка, на обсерватории Окаяма – 50 наиболее ярких из них. Точность единичного замера лучевой скорости спектрографом HIDES, установленном на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма, обычно составляет ~7 м/сек.

27 марта 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Хироки Харакава (Hiroki Harakawa) с коллегами, посвященная открытию пяти новых планет-гигантов, обнаруженных в рамках этой программы.

HD 1605 (HIP 1640) удалена от нас на 79.4 ± 4.3 пк. Это оранжевый субгигант спектрального класса K1 IV, чья масса оценивается в 1.31 ± 0.11 солнечных масс, радиус – в 3.8 ± 0.4 солнечных радиусов, а светимость в 6.6 ± 0.76 раз превышает солнечную. Как и все звезды, ставшие целью обзора N2K, HD 1606 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 4.6 ± 1.4 млрд. лет.
Лучевые скорости звезды HD 1606 мониторились в течение почти 9 лет – с декабря 2004 по август 2013 года – спектрографами HDS, HIDES и HIRES. Всего было получено 92 замера с точностью от 1 до 15 м/сек (для разных инструментов и разных ночей). У этой звезды было обнаружено две планеты.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 1605 b составляет 0.96 ± 0.06 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.48 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.078 ^+0.082/_-0.035, и делает один оборот за 577.9 ± 5.6 земных суток. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Минимальная масса внешней планеты HD 1605 c заметно больше и достигает 3.48 ± 0.13 масс Юпитера. Орбита гиганта также обладает небольшим эксцентриситетом (0.10 ± 0.03), ее большая полуось оценивается в 3.52 ± 0.05 а.е., орбитальный период составляет 2111 ⁺⁴²/_-32 земных суток. Температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Марса.

Близкие к круговым орбиты обеих планет в этой системе говорят о ее невозмущенности – этим система HD 1605 напоминает Солнечную.
Интересно, что лучевая скорость звезды HD 1605 демонстрирует дополнительный линейный дрейф величиной -4.9 м/сек в год, говорящий о наличии в этой системе еще одного или нескольких небесных тел на более широкой орбите.

HD 1666 (HIP 1666) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F7 V. Ее масса оценивается в 1.50 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.93 ± 0.49 солнечных радиусов, светимость в 5.37 ± 1.18 раз превышает солнечную. Эта звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст HD 1666 составляет 1.76 ± 0.2 млрд. лет. Система удалена от нас на 108.5 ± 9.7 пк.
Как и HD 1605, звезда HD 1666 мониторилась в течение 9 лет. Всего было получено 99 замеров лучевой скорости этой звезды. У нее обнаружена одна массивная планета на высокоэксцентричной орбите.

Минимальная масса планеты HD 1666 b достигает 6.43 ± 0.3 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с большой полуосью 0.94 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.63 ± 0.03, и делает один оборот за 270.0 ± 0.9 земных суток. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.35 а.е. в перицентре до ~1.53 а.е. в апоцентре, т.е. в 4.3 раза. В среднем температурный режим планеты соответствует температурному режиму Меркурия, но в разных точках орбиты освещенность может отличаться более чем в 18 раз. Эта планетная система демонстрирует признаки бурной динамической истории.

HD 67087 (HIP 39767) – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 82.3 ± 6 пк. Ее масса оценивается в 1.36 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.55 ± 0.32 солнечных радиусов, светимость составляет 3.47 ± 0.75 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе HD 67087 в 1.8 раза превышает солнечное значение. Возраст звезды оценивается в 1.45 ± 0.51 млрд. лет.
За 9.5 лет (с декабря 2004 по май 2014 года) был получен 51 замер лучевой скорости HD 67087, обнаружено две планеты.

Минимальная масса внутренней планеты HD 67087 b составляет 3.06 ± 0.22 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с умеренным ( e = 0.17 ± 0.07) эксцентриситетом и большой полуосью 1.08 ± 0.04 а.е., орбитальный период равен 352.2 ± 1.7 земных суток. Температурный режим внутренней планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Параметры внешней планеты HD 67087 c известны с огромными погрешностями, объясняющимися тем, что не были получены замеры лучевой скорости звезды в моменты прохождения планетой экстремумов своей орбиты. Минимальная масса HD 67087 c оценивается в 4.85 ^+10.0/_-3.61 масс Юпитера, орбитальный период составляет 2374 ⁺¹⁹³/_-156 земных суток. Большая полуось орбиты этого массивного гиганта составляет 3.86 ± 0.43 а.е., но сама орбита оказывается резко эксцентричной: ее эксцентриситет достигает 0.76 ^+0.17/_-0.24! По всей видимости, орбиты планет существенно некомпланарны, поскольку их перигелийные расстояния очень близки друг к другу (0.9 и 0.93 а.е.). Или дальнейшие наблюдения приведут к существенному пересмотру параметров орбиты внешней планеты (что тоже не исключено, поскольку погрешности пока очень велики), или же перед нами предстанет очень «взбаламученная» система, пережившая бурную динамическую эволюцию.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.07636v1.pdf

 

 

27 марта 2015
«Хаббл» не обнаружил транзитов горячей земли альфа Центавра B b

В октябре 2012 года Женевская группа объявила об открытии горячей земли у звезды альфа Центавра B – второго компонента знаменитой тройной звезды альфа Центавра, ближайшей к Солнцу. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью высокоточного спектрографа HARPS. Чтобы обнаружить новую планету, европейские астрономы мониторили лучевые скорости альфа Центавра B более трех лет – с февраля 2008 по июль 2011 года. Всего было сделано 459 замеров лучевой скорости, точность единичного измерения составила 0.8 м/сек. Только большое количество замеров позволило «вытащить» слабый RV-сигнал, наведенный планетой, из-под шумов – амплитуда лучевой скорости, наведенная планетой на звезду, составила всего 0.51 ± 0.04 м/сек!

Минимальную массу планеты альфа Центавра B b авторы открытия оценили в 1.13 ± 0.09 масс Земли, ее орбитальный период составил всего 3.2357 ± 0.0008 земных суток.

Геометрическая вероятность транзитной конфигурации этой планеты априори была близка к 9.5%. Ничего удивительного в том, что астрономы решили попытать счастья и поискать транзиты альфа Центавра B b с помощью космического телескопа им. Хаббла. Наблюдения звезды альфа Центавра B были проведены «Хабблом» 7-8 июля 2013 года и 28-29 июля 2014 года. Общее время наблюдений составило 40 часов, точность единичного фотометрического замера при экспозиции в 6 секунд – 115 ppm.

Транзитов планеты альфа Центавра B b обнаружить не удалось. С достоверностью 96.6% эта горячая земля не является транзитной (если вообще существует).

Однако во время наблюдений в июле 2013 года с достоверностью 7.5 сигма «Хаббл» зафиксировал однократное транзитное событие продолжительностью 3.8 часов и глубиной 91 ± 12 ppm. Тщательный анализ данных показал, что это не инструментальный эффект. Также было исключена собственная активность звезды альфа Центавра B. Вероятность того, что транзитный сигнал был вызван затменно-переменной двойной фона, расположенной на малом угловом расстоянии от родительской звезды, исследователи оценили в 0.008%. При этом во время наблюдений в июле 2014 года ничего похожего обнаружено не было.

Единственное транзитное событие, зафиксированное «Хабблом». Серыми точками показаны фотометрические замеры с экспозицией 6 сек. Черным цветом отражены результаты усреднения фотометрических замеров на интервале 45 минут. Красной линией показана модель транзитного события, наилучшим образом описывающая полученные данные.

Вероятнее всего, транзитное событие было вызвано планетой земного типа, находящейся на более широкой орбите, чем альфа Центавра B b. Исходя из продолжительности события, период этой планеты находится в диапазоне 12-20 земных суток. К сожалению, подтвердить это открытие существующими средствами практически невозможно – планета слишком мала, чтобы ее транзиты можно было зафиксировать сквозь неспокойную земную атмосферу, у канадского спутника MOST не хватит разрешающей способности, чтобы разделить излучение пары звезд альфа Центавра A и B, а ИК-телескопу им. Спитцера не хватит фотометрической точности. Остается ждать новых космических телескопов, таких, как TESS, ChEOPS и PLATO.

Примечание от 22 октября 2015 года: RV-сигнал, приписанный влиянию планеты, был вызван не вполне корректной обработкой данных. Горячей земли альфа Центавра B b с орбитальным периодом 3.26 земных суток на самом деле не существует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.07528v1.pdf

 

 

22 марта 2015
Три горячих юпитера и один горячий сатурн от обзора HATNet

Транзитный наземный обзор HATNet начал поиск экзопланет в 2004 году. С тех пор наблюдениями оказалось покрыто 17% небесной сферы, получены кривые блеска более 5.5 млн. звезд. Точность единичного фотометрического замера меняется от 3 mmag (0.3%) для звезд +9 видимой звездной величины до ~2% для звезд +13.3 видимой звездной величины. Обнаружено около 2000 транзитных кандидатов, большинство из которых оказались ложными открытиями, открыто более 50 экзопланет. Еще около 350 кандидатов проходят проверку в настоящее время.

Невысокая точность фотометрических замеров, обусловленная влиянием неспокойной земной атмосферы, привела к тому, что подавляющее большинство планет, обнаруженных обзором HATNet, является горячими гигантами. Поскольку обзор ищет планеты у сравнительно ярких звезд (ярче +12.7 звездной величины), массы планет легко могут быть определены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

16 марта 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Дж. Хартмана (J. D. Hartman) с коллегами, посвященная открытию еще четырех транзитных планет. Три из них являются горячими юпитерами, еще одна – горячим сатурном.

HAT-P-50 (GSC 0787-00340) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F8. Ее масса оценивается в 1.27 ^+0.05/_-0.11 солнечных масс, радиус достигает 1.70 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость примерно в 4 раза превышает солнечную. Возраст звезды оценивается в 3.37 ^+1.44/_-0.27 млрд. лет. Система удалена от нас на 497 ± 21 пк.

Масса горячего юпитера HAT-P-50 b составляет 1.35 ± 0.07 масс Юпитера, что при радиусе 1.29 ± 0.06 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 0.78 ± 0.11 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.115) на среднем расстоянии 0.0453 ^+0.0006/_-0.0014 а.е. (~5.7 звездных радиусов), и делает один оборот за 3.12201 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1862 ± 34К.

HAT-P-51 (GSC 2296-00637) – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V. Ее масса оценивается в 0.976 ± 0.028 солнечных масс, радиус – в 1.04 ^+0.04/_-0.03 солнечных радиусов, светимость на 14% меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их почти в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст HAT-P-51 достигает 8.2 ± 1.7 млрд. лет. Система удалена от нас на 470 ± 16 пк.

Масса планеты HAT-P-51 b составляет всего 0.31 ± 0.02 масс Юпитера, т.е. перед нами горячий сатурн. Радиус гиганта достаточно велик – 1.293 ± 0.054 радиусов Юпитера, что приводит к низкой средней плотности – 0.178 ± 0.024 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.123) на среднем расстоянии 0.0507 ± 0.0005 а.е. (10.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.21803 земных суток. Эффективная температура HAT-P-51 b оценивается в 1192 ± 21К.

Звезда HAT-P-52 (GSC 1793-01136) удалена от нас на 385 ± 21 пк. Ее спектральный класс K0 V, масса составляет 0.89 ± 0.03 солнечных масс, радиус – 0.89 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 9.4 ± 4.1 млрд. лет. HAT-P-52, как и HAT-P-51, отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раз больше, чем в составе Солнца.

Масса горячего гиганта HAT-P-52 b составляет 0.82 ± 0.03 масс Юпитера, однако радиус сравнительно невелик для планет этого класса – 1.01 ± 0.07 радиусов Юпитера. Это приводит к средней плотности 0.98 ± 0.21 г/куб.см. и говорит о наличии сравнительно крупного ядра из тяжелых элементов. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.03694 ± 0.0004 а.е. (~8.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.7536 земных суток. Эффективная температура гиганта составляет 1218 ± 37К.

Наконец, звезда HAT-P-53 (GSC 2813-01266) немного ярче и горячее Солнца, ее спектральный класс G0. Масса звезды оценивается в 1.09 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.21 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость примерно на 65% превышает солнечную. Возраст HAT-P-53 составляет 4.67 ^+1.45/_-0.83 млрд. лет. Система удалена от нас на 719 ± 43 пк.

Планета HAT-P-53 b наиболее массивна из представленных здесь – ее масса достигает 1.484 ± 0.056 масс Юпитера. При радиусе в 1.32 ± 0.09 радиусов Юпитера ее средняя плотность составляет 0.80 ± 0.15 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.134) на среднем расстоянии 0.0316 ± 0.0004 а.е. (~5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.96162 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1778 ± 48К.

Новые планеты на плоскости «масса – радиус» (слева) и «эффективная температура – радиус» (справа) на фоне других транзитных экзопланет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.04149.pdf

 

 

14 марта 2015
Еще два транзитных горячих гиганта от обзора HATSouth

Обзор HATSouth («Южный HAT») основан на работе трех комплексов автоматических телескопов, расположенных в Чили, Намибии и Австралии. Каждый комплекс представляет собой связку из четырех 18-сантиметровых телескопов с общим полем зрения 8х8 градусов. Разрешение CCD-камер составляет 3.7 угловых секунд на пиксель, их чувствительность позволяет фиксировать звезды до 18.5 видимой звездной величины. Широкий разброс по долготе позволяет вести круглосуточное наблюдение за выбранным звездным полем (когда над одним из автоматических комплексов восходит солнце, эстафету подхватывает другой комплекс). Наблюдения ведутся в спектральной полосе r (т.е. в красных лучах).

12 марта 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Луиджи Манчини (Luigi Mancini) с коллегами, посвященная открытию двух новых экзопланет HATS-13 b и HATS-14 b. Как и подавляющее большинство других экзопланет, обнаруженных наземными транзитными обзорами, обе планеты являются горячими юпитерами.

Обе родительские звезды, HATS-13 и HATS-14, расположены в созвездии Козерога и по своим свойствам напоминают Солнце, только немного легче и тусклее него. Массы звезд оцениваются в 0.96 ± 0.03 и 0.967 ± 0.024 солнечных масс, радиусы – в 0.89 ± 0.02 и 0.933 ± 0.023 солнечных радиусов, светимости также очень близки – 0.65 и 0.64 солнечных. Звезды существенно отличаются только возрастом (~2.5 и ~4.9 млрд. лет) и содержанием тяжелых элементов. Если вещество HATS-13 содержит примерно столько же тяжелых элементов, сколько и Солнце, то вещество HATS -14 – в 2.1 раза больше.

Кривые блеска обеих звезд демонстрируют четкие транзитные сигналы с периодами 3.04405 и 2.76676 земных суток и глубиной 2 и 1.3%. Подтверждение планетной природы обнаруженных транзитных кандидатов было проведено методом измерения лучевых скоростей на спектрографах CORALIE, FEROS и HDS. Точность единичного замера менялась от 12 до 96 м/сек для разных ночей и разных инструментов, обычно составляя 30-40 м/сек.

Масса планеты HATS-13 b оценивается в 0.54 ± 0.07 масс Юпитера, радиус достигает 1.212 ± 0.035 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.38 ± 0.06 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите (ее эксцентриситет не превышает 0.18) на среднем расстоянии 0.0406 ± 0.0004 а.е. (~9.8 зваездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 1244 ± 20К.

Масса планеты HATS-14 b несколько выше и достигает 1.07 ± 0.07 масс Юпитера, при этом ее радиус составляет всего 1.04 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.19 ^+0.10/_-0.14 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.03815 ± 0.0003 а.е. (~8.8 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1276 ± 20К. Сравнение параметров этой планеты с моделями внутреннего строения планет-гигантов привело авторов статьи к выводу, что HATS-14 b обладает крупным ядром из тяжелых элементов, а его масса близка к 50 массам Земли.

Обе новые планеты на плоскости «масса – радиус» (слева) и «масса – средняя плотность» (справа) на фоне других транзитных экзопланет. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности (в долях плотности Юпитера, слева) и модельные зависимости «масса – средняя плотность» для планет-гигантов с массой ядра 100, 50, 25 и 10 масс Земли, а также вообще лишенных ядра (справа).

Характерная шкала высот в атмосферах планет HATS-13 b и HATS-14 b составляет 740 и 230 км. Это делает планету HATS-13 b удобной целью для изучения состава и физических свойств ее атмосферы методом трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.03469.pdf

 

 

5 марта 2015
HATS-9 b и HATS-10 b: два транзитных горячих гиганта от обзора HATSouth

Наземные транзитные обзоры являются самым простым и дешевым способом обнаруживать внесолнечные планеты, однако в подавляющем большинстве случаев эти планеты оказываются горячими юпитерами. Наиболее успешные наземные транзитные обзоры SuperWASP и HATNet обнаружили около двух сотен планет у FGK-звезд с радиусами больше 0.8 радиусов Юпитера, с массами больше 0.4 масс Юпитера и периодами короче 5 суток. Среди целей нового наземного транзитного обзора HATSouth было, в том числе, расширение пространства параметров открываемых экзопланет в сторону объектов меньшего размера (R < 0.4 R_J) и планет с орбитальными периодами более 10 суток. Однако пока в сети обзора попадают типичные горячие юпитеры.

Звезда HATS-9 (GSC 6305-02502) удалена от нас на 622 ⁺⁴²/_-30 пк. Она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.03 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.50 ^+0.10/_-0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.7 раз превосходит солнечную. Возраст звезды достигает 10.8 ± 1.5 млрд. лет! Интересно, что при более чем солидном возрасте HATS-9 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца.

Масса планеты HATS-9 b была измерена методом лучевых скоростей сразу тремя спектрографами – CORALIE на 1.2-метровом телескопе Эйлера, FEROS на 2.2-метровом телескопе MPG и HDS на 8-метровом Субару. Как оказалось, она равна 0.84 ± 0.03 масс Юпитера, что при радиусе 1.065 ± 0.1 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 0.85 ± 0.19 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0305 ± 0.0004 а.е. (~4.3 звездных радиусов!) и делает один оборот за 1.91531 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) достигает 1823 ⁺⁵²/_-35К.

Сравнение параметров горячего юпитера HATS-9 b с моделями внутреннего строения планет-гигантов показало, что для своей массы и степени нагрева эта планета является слишком компактной. По всей видимости, она содержит крупное ядро из тяжелых элементов с массой ~60 масс Земли.

HATS-10 (GSC 6311-00085) – звезда главной последовательности спектрального класса G0. Ее масса составляет 1.1 ± 0.054 солнечных масс, радиус – 1.105 ^+0.055/_-0.040 солнечных радиусов, светимость примерно на треть превышает солнечную. Возраст звезды достаточно неуверенно оценивается в 3.3 ± 1.7 млрд. лет. Система удалена от нас на 496 ± 24 пк.

Масса планеты HATS-10 b, измеренная тем же способом и теми же спектрографами, что и масса HATS-9 b, составляет 0.526 ± 0.08 масс Юпитера. Радиус планеты оценивается в 0.97 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.70 ± 0.15 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0449 ± 0.0007 а.е. (~8.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.31285 земных суток. Экспериментальные точки ложатся на модельную кеплеровскую кривую не слишком хорошо, поэтому эксцентриситет орбиты HATS-10 b остается неизвестным (получен только верхний предел, равный 0.5). Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1407 ± 39К.

Планеты HATS-9 b и HATS-10 b на плоскости «масса – радиус» (слева) и «эффективная температура – радиус» (справа) среди других транзитных экзопланет. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности - сверху вниз 0.25, 0.5, 1, 2, 4 г/куб.см. Сплошными линиями показаны модельные зависимости «масса/радиус» для планет-гигантов возрастом 4.5 млрд. лет без ядра (верхняя линия) и с ядром массой 100 масс Земли (нижняя линия).

Формально обе звезды попадают на 7-ю наблюдательную площадку «Кеплера», которую он будет наблюдать с 6 октября по 29 декабря 2015 года. Однако HATS-10 не повезло, и она попадает на сломанный элемент CCD-матрицы космического телескопа. Ожидается, что точнейшая фотометрия «Кеплера» позволит существенно уточнить радиус планеты HATS-9 b, а также путем измерения глубины вторичного минимума поможет определить ее альбедо. Кроме того, авторы открытия надеются, что «Кеплер» сможет измерить фазовую кривую этой планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.00062v1.pdf

 

 

4 марта 2015
EPIC 201505350: новая двухпланетная система, обнаруженная миссией K2

После выхода из строя второго маховика системы стабилизации космический телескоп им. Кеплера потерял способность поддерживать свою ориентацию в пространстве с требуемой точностью. Дальнейшие наблюдения поля Кеплера стали невозможны. Однако поскольку в остальном телескоп был полностью исправен, инженеры NASA разработали концепцию расширенной миссии, получившей название K2. В рамках этой концепции «Кеплер» наблюдает отдельные площадки, расположенные вдоль эклиптики, а роль третьего маховика системы ориентации играет давление солнечного света. Небольшой остаточный дрейф целевых звезд по CCD-матрице телескопа при этом учитывается и устраняется математической обработкой данных.

Каждая наблюдательная кампания миссии K2 длится около 80 суток. Первая наблюдательная кампания прошла с 30 мая по 21 августа 2014 года, в качестве целей было выбрано 22 тысячи сравнительно ярких звезд. Расписание наблюдательных кампаний и расположение наблюдательных площадок миссии K2 на небесной сфере можно посмотреть здесь:
http://keplerscience.arc.nasa.gov/K2/Fields.shtml

3 марта 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у оранжевого карлика EPIC 201505350. Открытие было сделано на основе фотометрических данных, полученных во время первой наблюдательной кампании.

EPIC 201505350 – звезда главной последовательности спектрального класса K. Ее масса оценивается в 0.89 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.88 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.8), его можно грубо оценить в 250 пк.

Кривая блеска EPIC 201505350 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 7.91945 ± 0.00008 и 11.9070 ± 0.0004 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 7.23 ± 0.56 и 4.21 ± 0.31 радиусов Земли. Обе планеты чрезвычайно близки к орбитальному резонансу 3:2. Гравитационное взаимодействие планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых достигает часа. Вариации времени наступления транзитов и орбитальный резонанс говорят о том, что обе планеты вращаются вокруг одной и той же звезды. К сожалению, малое время наблюдений звезды EPIC 201505350 (~80 суток) не позволило авторам открытия точно оценить массы планет TTV-методом, был получен только верхний предел на массу внешней планеты – 386 масс Земли (~1.2 масс Юпитера). Скорее всего, масса обеих планет значительно ниже.

Измерение лучевых скоростей звезды EPIC 201505350 с помощью спектрографа SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса, не показало вариаций с амплитудой выше 17 м/сек. Это косвенно подтверждает планетную природу и небольшую массу транзитных кандидатов в этой системе.

Что же дальше?

«Кеплер» больше не будет наблюдать первую наблюдательную площадку, его фотометрия звезды EPIC 201505350 ограничена 80 сутками. Однако 28 февраля 2015 года авторы статьи провели собственные наблюдения транзита внутренней (более крупной) планеты EPIC 201505350 b с помощью 40-сантиметрового телескопа NITES, установленного в Ла Пальма. Сквозь беспокойную земную атмосферу транзит с трудом, но все-таки удалось зафиксировать.

Авторы надеются, что наблюдения этой интересной системы будут продолжены. Поскольку родительская звезда достаточно яркая, есть шансы измерить массы планет методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов, более мощных, чем SOPHIE. Кроме того, дальнейшие измерения вариаций времени наступления транзитов могут помочь определить массу обеих планет TTV-методом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1503.00692. pdf

 

 

 

2 марта 2015
Транзитные горячие юпитеры Kepler-433 b, Kepler-434 b и Kepler-435 b

Основным способом подтверждения планетной природы транзитных кандидатов является метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Примененный совместно с транзитным методом, он позволяет определить как массу, так и радиус транзитной планеты, а значит – вычислить ее среднюю плотность и оценить химический состав.

В рамках основной миссии космический телескоп им. Кеплера обнаружил 4175 надежных транзитных кандидатов. Большинство из них имеют небольшие размеры (менее 3 радиусов Земли) и ожидаемо небольшую массу. Чтобы измерить эту массу, необходимо измерять лучевые скорости звезд с исключительно высокой точностью (в идеале – лучше 1 м/сек). В северном полушарии такую точность имеют только два уникальных спектрографа – HIRES и HARPS-N.

Однако среди транзитных кандидатов Кеплера есть и объекты размерного класса гигантов. Чтобы подтвердить их планетную природу и измерить массу, достаточно спектрографов и с более скромными характеристиками. Одной из таких «рабочих лошадок» стал спектрограф SOPHIE, установленный на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Начиная с 2010 года, на этом спектрографе производятся регулярные замеры лучевых скоростей звезд из каталога KOI, демонстрирующих транзитные сигналы с глубиной более 0.4%. Точность единичного замера составляет 10-90 м/сек для разных звезд и разных ночей.

Еще в 2012 году научная группа, работающая с данными SOPHIE, объявила о подтверждении планетной природы двух транзитных кандидатов KOI-206.01 и KOI-680.01. Однако тогда свойства родительских звезд были определены с большими погрешностями, что привело к таким же большим погрешностям в определении параметров планет. Проведя дополнительные наблюдения, европейские ученые существенно уточнили параметры изучаемых систем – фактически, открыли их заново. Кроме того, они подтвердили планетную природу и измерили массу еще одного транзитного кандидата – KOI-614.01. После подтверждения планеты получили наименования Kepler-433 b, Kepler-435 b и Kepler-434 b, соответственно.

Kepler-433 (KOI-206, KIC 5728139) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса F7, удаленная от нас на 1870 ± 210 пк. Ее масса оценивается в 1.46 ± 0.17 солнечных масс, радиус – в 2.26 ± 0.25 солнечных радиусов, светимость примерно в 7.6 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.67 ± 0.9 млрд. лет.
Всего было сделано 12 замеров лучевой скорости Kepler-433.

Масса планеты Kepler-433 b достигает 2.82 ± 0.52 масс Юпитера. При радиусе 1.45 ± 0.16 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности 1.13 ± 0.32 г/куб.см. Этот горячий юпитер вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.068 ± 0.003 а.е. (~6.4 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.12 ± 0.08, и делает один оборот за 5.33408 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо) составляет 1776 ± 87К.

Интересно, что лучевая скорость звезды Kepler-433 демонстрирует дополнительный линейный дрейф -500 ± 200 м/сек за год, что говорит о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел на более широкой орбите.

Звезда Kepler-434 (KOI-614, KIC 7368664) также недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее спектральный класс G0. Масса звезды оценивается в 1.20 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 1.38 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.1 раза превышает солнечную. Возраст Kepler-434 составляет 4.0 ± 1.7 млрд. лет. Система удалена от нас на 1240 ± 120 пк.
Всего было сделано 11 замеров лучевой скорости этой звезды.

Масса горячего юпитера Kepler-434 b достигает 2.86 ± 0.35 масс Юпитера, что при радиусе 1.13 ^+0.26/_-0.18 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.4 ± 1.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1143 ± 0.003 а.е. (~18 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.13 ± 0.07, и делает один оборот за 12.87471 земных суток. В отличие от предыдущей планеты, этот горячий юпитер нагрет довольно умеренно – до температуры 1000 ± 45К.

Сравнение параметров Kepler-434 b с моделями внутреннего строения планет-гигантов говорит о том, что эта планета обладает крупным ядром из тяжелых элементов, масса которого достигает 81 ⁺¹⁵⁴/_-63 масс Земли.

Наконец, звезда Kepler-435 (KOI-680, KIC 7529266) прошла по пути превращения в красный гигант дальше всего. Ее масса оценивается в 1.54 ± 0.09 солнечных масс, радиус достигает 3.2 ± 0.3 солнечных радиусов, светимость превышает солнечную в 13.5 раза, ее спектральный класс – F9. Звезда удалена от Солнца на 2070 ± 200 пк.
Всего было получено 12 замеров лучевой скорости Kepler-435.

В отличие от предыдущих двух планет Kepler-435 b сравнительно маломассивная (0.84 ± 0.15 масс Юпитера) и очень рыхлая. Ее радиус достигает 1.99 ± 0.18 радиусов Юпитера, это одна из крупнейших планет, известных на сегодняшний день (крупнее нее только HAT-P-32 b и WASP-17 b). Средняя плотность планеты очень мала – всего 0.131 ± 0.037 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.095 ± 0.002 а.е. (~6.35 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.114 ± 0.077, и делает один оборот за 8.60015 земных суток. Из-за высокой светимости звезды эффективная температура Kepler-435 b также весьма велика – 1729 ± 70К.

Интересно, что лучевая скорость звезды Kepler-435 также демонстрирует линейный дрейф 43.9 ± 9.2 м/сек в год, что говорит о наличии в этой системе одного или нескольких небесных тел на более широких орбитах.

Новые планеты (показаны красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.01486v1.pdf

 

 

18 февраля 2015
Kepler-447 b: планета, транзитная «краем уха»

Как отличить реальный транзит планеты по диску своей звезды от ложного открытия, вызванного скользящими транзитами двух звезд? Как правило, эти два случая легко различаются по форме транзитной кривой. Если по диску звезды проходит планета, на кривой блеска возникает П-образный минимум с плоским дном. Если перед нами затменно-переменная двойная, в которой компоненты затмевают друг друга только краешком, на кривой блеска возникает V-образный минимум.
Однако не все так просто.

Кривая блеска одной из звезд на Поле «Кеплера» KOI-1800 демонстрирует транзитный сигнал V-образной формы с периодом 7.7943 суток и продолжительностью всего 1.135 ± 0.016 часа. Исходя из формы транзитной кривой, транзитный кандидат был помечен как ложное открытие («ложнопозитив»). Однако дальнейшие исследования этой системы, в том числе – измерение лучевых скоростей родительской звезды – показали, что перед нами все-таки планета. Планета, которая касается диска своей звезды только краем.

Kepler-447 (KOI-1800, KIC 11017901) – звезда спектрального класса G8. Пока не понятно, является ли она звездой главной последовательности или уже начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. По данным разных авторов ее параметры заметно различаются. Так, в одной из работ, цитируемой авторами открытия, масса звезды оценивается в 0.764 ^+0.145/_-0.049 солнечных масс, а радиус – в 0.87 ^+0.49/_-0.12 солнечных радиусов. Сами авторы оценивают массу звезды в 1.00 ± 0.21 солнечных масс, а радиус – в 1.03 ± 0.16 солнечных радиусов. Дальнейшие наблюдения покажут, чьи результаты ближе к истине.
Блеск звезды испытывает колебания с амплитудой около 4%, что говорит о высоком уровне хромосферной активности и большом количестве пятен. Период вращения звезды составляет 6.46-6.47 земных суток.

Масса планеты Kepler-447 b оценивается в 1.37 ± 0.48 масс Юпитера, радиус – в 1.65 ± 0.59 радиусов Юпитера, т.е. перед нами планета-гигант. Такая большая погрешность в определении радиуса вызвана тем, что транзиты этой планеты – скользящие (на диск звезды заходит только 20-50% диска планеты). Прицельный параметр Kepler-447 b достигает 1.076 ^+0.112/_-0.086! Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.077 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.123 ± 0.037. По своему температурному режиму он является умеренно горячим юпитером (эффективная температура ~900 K).

Орбита Kepler-447 b при взгляде «сверху» (со стороны полюса) и с точки зрения земного наблюдателя.

Интересно, что глубина транзитов планеты Kepler-447 b временами становится заметно меньше обычной. Возможно, в системе присутствует еще одна планета, чье гравитационное влияние приводит к ненулевому эксцентриситету и либрациям орбиты Kepler-447 b (хотя возможны и другие объяснения этому явлению).

Слева: колебания лучевой скорости звезды Kepler-447, вызванные гравитационным влиянием планеты. Справа: переменная глубина транзитов Kepler-447 b говорит о возможных либрациях ее орбиты, в результате которых меняются прицельный параметр и доля диска планеты, заходящая на звездный диск.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1502.03267.pdf

 

 

13 февраля 2015
Три планеты-гиганта у красных гигантов HD 216536, HD 95127 и BD+49 828

Изучение планетных систем у звезд различной массы и находящихся на разных стадиях эволюции позволяет глубже понимать весь комплекс процессов планетообразования. Важной частью подобных исследований является поиск и изучение планет у звезд промежуточной массы (с массой 1.5-5 солнечных). Будучи на главной последовательности, такие звезды имеют спектральный класс A или ранний F. Из-за быстрого вращения и отсутствия в спектрах узких линий измерение лучевых скоростей таких звезд с приемлемой точностью сильно затруднено, а поиск планет методом измерения лучевых скоростей практически невозможен. Однако после схода A-звезд с главной последовательности их внешние слои расширяются, скорость вращения и температура фотосферы падают, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. В результате подавляющее большинство планет у звезд промежуточной массы открыто именно на стадии красного гиганта или субгиганта.
Не стало исключением и новое открытие.

28 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы польских астрономов из обзора Penn State-Torun Planet Search (PTPS), занимающихся поиском внесолнечных планет-гигантов на телескопе Хобби-Эберли с помощью спектрографа HRS. Авторы статьи объявили об открытии планет-гигантов у трех красных гигантов HD 216536, HD 95127 и BD+49 828. Все три звезды имеют спектральный класс K0 III и отличаются пониженным содержанием тяжелых элементов (их примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца).

Масса красного гиганта HD 216536 оценивается в 1.36 ± 0.38 солнечных масс, радиус – в 12.5 ± 4 солнечных радиусов, светимость достигает 63 светимостей Солнца (точнее, из-за больших погрешностей в определении радиуса, она находится в интервале от 39 до 103 солнечных светимостей). Параллакс звезды не был измерен, так что расстояние до нее неизвестно, однако, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+9.23), его можно оценить в 520 ± 112 пк. Всего было получено 47 замеров лучевой скорости HD 216536, период наблюдений составил 2756 земных суток (7.54 лет).

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 216536 b оценивается в 1.47 ^+0.20/_-0.12 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.609 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.38 ± 0.12, и делает один оборот за 148.6 ± 0.7 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.378 а.е. в перицентре до 0.84 а.е. в апоцентре, т.е. в 2.2 раза. Из-за высокой светимости звезды планета HD 216536 b оказывается горячим юпитером.

HD 95127 – еще один красный гигант, размеры которого определены с большой погрешностью. Радиус звезды оценивается в 20 ± 9 радиусов Солнца! Эта звезда не относится к звездам промежуточной массы, ее масса составляет 1.20 ± 0.22 солнечных масс. Когда-нибудь таким станет и наше Солнце. Всего был сделан 41 замер лучевой скорости HD 95127, период наблюдений охватил 2929 земных суток (8 лет).

Минимальная масса планеты HD 95127 b составила 5.0 ^+0.6/_-0.44 масс Юпитера. Если наклонение орбиты этого объекта окажется меньше 23°, его истинная масса превысит 13 масс Юпитера, т.е. он окажется не планетой, а коричневым карликом. HD 95127 b вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.28 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.11 ^+0.15/_-0.06, и делает один оборот за 482 ± 5 земных суток. Несмотря на достаточно широкую орбиту, из-за высокой светимости звезды HD 95127 b также является горячим юпитером. Расстояние до системы оценивается в 332 ± 110 пк.

Наконец, масса красного гиганта BD+49 828 составляет 1.52 ± 0.22 солнечных масс, а радиус – 7.6 ± 1.3 солнечных радиусов. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+9.38), его можно оценить в 378 ± 60 пк. Всего было сделано 42 замера лучевой скорости BD+49 828 за период в 3134 суток (8.58 лет).

Минимальная масса планеты BD+49 828 b оценивается в 1.6 ^+0.4/_-0.2 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по широкой орбите с большой полуосью 4.2 ^+0.32/_-0.2 а.е. и эксцентриситетом 0.35 ^+0.24/_-0.1, и делает один оборот за 2590 ⁺³⁰⁰/_-180 земных суток. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Венеры. Это одна из самых удаленных от своей звезды планет-гигантов, известных на сегодняшний день.
Заметим, что такие высокие погрешности в определении орбитальных параметров вызваны тем, что за время наблюдений планета сделала только один оборот вокруг своей звезды. Понадобится еще лет 8, чтобы существенно уточнить полученные данные.

Авторы статьи много говорят о дальнейшей судьбе планет звезд-гигантов, в том числе и планет, представленных в данной работе. Многие из них обречены быть поглощенными раздувающейся атмосферой родительских звезд во время их пребывания на ветви красных гигантов. Авторы обращают внимание на то, что известно очень мало планет, находящихся к своим звездам ближе, чем 3 звездных радиуса. Видимо, на этом этапе приливные силы становятся настолько сильными, что планета очень быстро (по космическим меркам) падает на звезду.

Известные внесолнечные планеты на плоскости «логарифм ускорения свободного падения на уровне фотосферы звезды – расстояние между планетой и звездой, выраженное в звездных радиусах». Черными кружками показаны планеты у звезд массой 1-2 солнечных, серыми кружками – все прочие планеты. Красными кружками показаны новые планеты, представленные в статье. Уменьшение log g означает увеличение радиуса звезды при переходе к стадии красного гиганта. Красной полосой показана граница, ниже которой планеты будут поглощены своими звездами. На расстоянии менее 3 радиусов звезды планет почти нет, потому что там приливные силы становятся очень сильными, и планеты быстро поглощаются.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.07076v1.pdf

 

 

2 февраля 2015
Масса планеты TrES-4 b оказалась почти в 2 раза меньше прежних оценок

История с планетой TrES-4 b наглядно показывает, как важно различным научным группам проверять и перепроверять результаты друг друга.

Транзитный горячий юпитер TrES-4 b был открыт в 2007 году. Он сразу обратил на себя внимание крупными размерами (его радиус оценили в ~1.8 радиусов Юпитера) и низкой средней плотностью. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей на спектрографе HIRES – она оказалась равной 0.84 ± 0.1 масс Юпитера. Было получено всего четыре замера лучевой скорости родительской звезды – но первооткрывателям этого показалось достаточно.

В 2014 году была опубликована статья еще одной научной группы (Кнутсона с коллегами), которые, в свою очередь, тоже сделали несколько замеров лучевой скорости TrES-4 и показали, что орбита планеты почти круговая. Их оценки массы гиганта TrES-4 b, в принципе, согласовывались с оценками, сделанными первооткрывателями.

Однако 26 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы итальянских астрономов под руководством А. Содзетти (A. Sozzetti), посвященная независимому определению параметров системы TrES-4. С марта 2013 года по июль 2014 года итальянцы получили 17 замеров лучевой скорости родительской звезды с помощью высокоточного спектрометра HARPS-N. Также они провели наблюдения двух полных транзитов планеты с помощью 1.23-метрового телескопа CAHA.

Параметры родительской звезды, орбитальный период и размеры планеты у них совпали (в пределах погрешностей) с результатами других групп. Но масса планеты оказалась в 1.7 раза меньше – 0.494 ± 0.035 масс Юпитера! Как такое могло получиться?

Колебания лучевой скорости звезды TrES-4, вызванные гравитационным влиянием планеты. Синим цветом показаны замеры Содзетти с коллегами, зеленым цветом – замеры первооткрывателей, красным – группы Кнутсона.

Интересно, что замеры лучевой скорости TrES-4, полученные группой Кнутсона, одинаково хорошо согласуются как с моделью первооткрывателей планеты, так и с моделью Содзетти. Все это говорит о необходимости плотных рядов наблюдений даже в случае таких, казалось бы, легких целей, как транзитные горячие юпитеры.

С учетом уменьшения массы средняя плотность планеты также драматически упала – до 0.099 ^+0.016/_-0.013 г/куб.см. Тем самым горячий гигант TrES-4 b стал вторым в списке самых неплотных планет.

Старое (пустой квадрат) и новое (красный квадрат) положение планеты TrES-4 b на плоскости «масса–радиус». Серыми кружками показаны другие транзитные экзопланеты с радиусами больше 0.4 радиусов Юпитера и массами больше 0.1 масс Юпитера. Зелеными квадратами показаны Юпитер и Сатурн.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.06403v1.pdf

 

 

31 января 2015
Kepler-444: древняя ультракомпактная пятипланетная система

Если распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью родительских звезд, то распространенность небольших планет практически не зависит от содержания в их звездах элементов тяжелее гелия. Землеразмерные планеты начали образовываться на заре галактической истории, еще 10-11 млрд. лет назад. Недавнее открытие двух планет у звезды Каптейна, чей возраст оценивается в 10 млрд. лет, и система Kepler-444, которая еще старше, являются наглядными подтверждениями этого тезиса.

Звезда Kepler-444 (KOI-3158, KIC 6278762, HIP 94931) является одной из ярчайших звезд на поле Кеплера, ее видимая звездная величина достигает +8.86. Это оранжевый карлик спектрального класса K0 V, чья масса оценивается в 0.76 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.752 ± 0.014 солнечных радиусов, а светимость составляет примерно одну треть от солнечной. Расстояние до звезды измерено по ее параллаксу и равно 35.7 ± 1.1 пк. Kepler-444 отличается резко пониженным содержанием тяжелых элементов: железа в ней в 3.5 раза меньше, чем в составе солнечного вещества, титана, кальция, кремния и других альфа-элементов в 1.8 раза меньше, чем на Солнце. Возраст звезды, определенный методами астросейсмологии, достигает 11.2 ± 1 млрд. лет!
Звезда Kepler-444 отличается быстрым собственным движением и очень высокой пекулярной скоростью, достигающей 154 км/сек. Скорее всего, она принадлежит толстому диску Галактики, хотя не исключена и возможность того, что она является звездой гало.

Kepler-444 входит в состав иерархической тройной звездной системы. На расстоянии 1.87 ± 0.03 угловых секунд от главного компонента спектрального класса K расположена тесная пара из двух красных карликов. На снимках телескопа Кек II звезды пары разрешить не удалось, двойственность была обнаружена спектральными методами. Пара имеет то же собственное движение, что и главный компаньон, их лучевые скорости различаются менее чем на 3 км/сек. Все это привело ученых к выводу, что все три звезды физически связаны. Главный компонент и пара М-карликов вращаются вокруг общего центра масс, делая один оборот примерно за 430 лет (угловому расстоянию 1.87 секунд на расстоянии 35.7 пк соответствует линейное расстояние ~67 а.е.).

Система Kepler-444 прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы транзитных кандидатов).

Кривая блеска звезды Kepler-444 демонстрирует 5 транзитных сигналов с периодами 3.600, 4.546, 6.189, 7.743 и 9.74 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.40, 0.50, 0.53, 0.55 и 0.74 радиусов Земли (считая от внутренней планеты к внешней). Система упакована очень плотно – орбита самой внешней планеты проходит на расстоянии всего 0.081 а.е. от звезды, т.е. почти в 5 раз ближе орбиты Меркурия! Орбиты остальных планет удалены от Kepler-444 в среднем на 12, 14, 17 и 20 звездных радиусов, а сами планеты связаны друг с другом орбитальными резонансами (попарно) 5:4, 4:3, 5:4 и 5:4. Возможно, именно резонансы придают этой системе устойчивость, потому что из-за значительного эксцентриситета орбит планет (эксцентриситет орбиты Kepler-444 c оценивается в 0.31 ± 0.15, а Kepler-444 f – в 0.29 ± 0.20) орбиты некоторых соседних планет выглядят пересекающимися друг с другом. Возможно, в будущем массы планет удастся измерить TTV-методом.

Все планеты в этой системе оказываются горячее Меркурия. Почти наверняка они имеют железокаменный состав и являются лишенными атмосферы аналогами Меркурия. Самая дальняя планета, имеющая радиус 0.74 ± 0.04 радиусов Земли, может быть также горячим аналогом Венеры.

Известные ультракомпактные многопланетные системы Kepler-11, Kepler-33, Kepler-32, Kepler-80 и Kepler-444. Для сравнения показана Солнечная система. Размер кружков пропорционален радиусу планет.

Подобные ультракомпактные системы достаточно редки – в их состав входит только около 1% транзитных кандидатов Кеплера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.06227v1.pdf

 

 

28 января 2015
KELT-7 b: транзитный горячий юпитер у яркой F-звезды

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope = Тысячеградусный предельно маленький телескоп) наглядно показывает, что открывать экзопланеты можно располагая даже самыми скромными средствами. Обзор основан на работе 42-миллиметровой(!) автоматической камеры, обладающей широким полем зрения (26°х26°) и снимающей фотометрию сравнительно ярких звезд 8-10 звездной величины. Наблюдения в рамках обзора KELT начались в 2006 году, в апреле 2011 года было сделано первое открытие – обнаружен транзитный коричневый карлик KELT-1 b массой 27 масс Юпитера. В дальнейшем были открыты еще три транзитные экзопланеты – горячие юпитеры KELT-2A b, KELT-3 b и KELT-6 b. К настоящему времени обзором «KELT северный» уже охвачено ~40% северного неба.

23 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Allyson Bieryla с коллегами, посвященная открытию еще одной транзитной экзопланеты – горячего юпитера KELT-7 b. Как и предыдущие планеты, обнаруженные в рамках этого обзора, KELT-7 b вращается вокруг яркой и достаточно горячей звезды спектрального класса F. Звезды этого спектрального класса нечасто становятся целями экзопланетных исследований, поскольку при увеличении температуры фотосферы выше 6250К скорость вращения звезд начинает быстро расти, линии поглощения в спектре становятся шире, а точность измерения лучевых скоростей катастрофически падает (этот переход называется «разрывом Крафта»). К настоящему моменту известно только 4 транзитные планеты у звезд горячее 6500К и массивнее 1.5 солнечных масс.

Итак, KELT-7 (HD 33643, HIP 24323) удалена от нас на 129 ± 8 пк. Это яркая (видимая звездная величина +8.54) относительно горячая (температура фотосферы ~6800K) звезда спектрального класса F2. Ее масса оценивается в 1.54 ^+0.06/_-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.732 ± 0.045 солнечных радиусов, светимость в 5.73 ± 0.37 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 1.3 ± 0.2 млрд. лет.

Кривая блеска KELT-7 демонстрирует транзитный сигнал глубиной 8.28 mmag и периодом 2.73477 земных суток, говорящий о наличии рядом со звездой транзитной планеты-гиганта. Планетная природа транзитного кандидата была подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Точность единичного замера лучевой скорости была неважной (50-150 м/сек для различных ночей), но планета оказалась достаточно тяжелой, чтобы ее массу можно было более-менее надежно измерить.

Масса гиганта KELT-7 b оказалась равной 1.28 ± 0.18 масс Юпитера, радиус достигает 1.53 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.44 ± 0.07 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~ 0.013) на среднем расстоянии 0.0442 ± 0.0006 а.е. (~5.5 звездных радиусов), и делает один оборот за 2.734775 ± 0.000004 земных суток. Эффективная температура KELT-7 b оценивается авторами открытия в 2048 ± 27К.

Измерение эффекта Мак-Лафлина позволило определить наклон орбиты планеты к звездному экватору (точнее, проекцию этого наклона на небесную сферу). Наклон оказался невелик – всего 9.7 ± 5.2°. Этот результат несколько выбивается из общей тенденции, согласно которой орбиты горячих юпитеров, вращающихся вокруг достаточно горячих звезд (с температурой фотосферы выше 6250К), обычно сильно наклонены к экватору звезды.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.05565.pdf

 

 

24 января 2015
Три планеты у красного карлика EPIC 201367065: вторая система миссии K2

Если первоначальная миссия «Кеплера» была рассчитана на поиск транзитных планет преимущественно у солнцеподобных звезд, в рамках расширенной миссии на каждой наблюдательной площадке телескоп наблюдает тысячи красных карликов. Выбор красных карликов в качестве целевых звезд объясняется сразу несколькими причинами:

– одна наблюдательная кампания миссии K2, в течение которой «Кеплер» непрерывно наблюдает одну площадку, длится 80 земных суток, за это время можно обнаружить только планеты с относительно короткими орбитальными периодами. Поскольку светимость красных карликов мала, планеты с такими периодами оказываются нагретыми не слишком сильно и могут даже попадать в обитаемую зону своих звезд;

– из-за малых размеров красных карликов транзиты планет одного размера оказываются глубже, чем у солнцеподобных звезд и тем более звезд-гигантов, а значит, их легче обнаружить;

– из-за малой массы красных карликов амплитуда колебаний лучевой скорости, вызванных влиянием гравитационным их планет, оказывается выше. Это облегчает измерение массы планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

16 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Яна Кроссфилда (Ian J. M. Crossfield) с коллегами, посвященная открытию трех планет у сравнительно близкого красного карлика EPIC 201367065. Звезда наблюдалась «Кеплером» в рамках первой наблюдательной кампании (C1), проводившейся с 30 мая по 21 августа 2014 года.

EPIC 201367065 (2MASS 11292037-0127173) – сравнительно близкий (удален от нас на 45 ± 3 пк) и яркий (видимая звездная величина +12.17) красный карлик спектрального класса M0 V из созвездия Льва. Масса звезды оценивается в 0.60 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 0.56 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость близка к 6.5% солнечной светимости. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Кривая блеска EPIC 201367065 была проанализирована с помощью алгоритма TERRA, который обнаружил два транзитных сигнала с периодами 10.054 и 24.645 земных суток. Еще два транзитных события были обнаружены исследователями непосредственно, при личном просмотре кривой блеска. Одинаковая форма, глубина и продолжительность обеих событий привела авторов открытия к выводу, что они вызваны одной и той же планетой с орбитальным периодом около 45 земных суток. Таким образом, у звезды EPIC 201367065 было найдено 3 транзитных кандидата.

Звезда EPIC 201367065 прошла стандартную процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). Для исключения ложных открытий, вызванных близкими затменно-переменными двойными фона, 12 января 2015 года были получены снимки окрестностей звезды на обсерватории им. Кека. На расстоянии от 0.07 до 10 угловых секунд от целевой звезды никаких подозрительных соседей обнаружено не было. Вероятность того, что EPIC 201367065 имеет три транзитные планеты, в 1700 раз превышает вероятность ложного открытия.

Радиусы планет оцениваются в 2.14 ± 0.27, 1.72 ± 0.23 и 1.52 ± 0.21 радиусов Земли (от внутренней планеты к внешней). Внешняя планета имеет температурный режим, промежуточный между температурными режимами Земли и Венеры (уровень освещенности составляет 1.51 ^+0.57/_-0.43 от уровня, создаваемого Солнцем на орбите Земли). Средняя планета немного прохладнее Меркурия (уровень освещенности 3.32 ^+1.25/_-0.95). Наконец, внутренняя планета оказывается горячее Меркурия. Авторы открытия оценили массы планет в ~5.3, ~4.3 и ~4.4 масс Земли (от внутренней планеты к внешней), при этом амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, вызванных гравитационным влиянием планет, должна попадать в интервал 1.2-2.3 м/сек, что на пределе обнаружения доступно лучшим современным спектрографам.

Планета EPIC 201367065 d лежит на внутренней границе обитаемой зоны и может быть как супер-Землей, так и супер-Венерой. Будущие наблюдения этой планеты методом трансмиссионной спектроскопии помогут определить состав ее атмосферы и/или наличие облаков. После 2018 года эта система станет отличной целью для наблюдений космическим телескопом им. Джеймса Вебба.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.03798.pdf

 

 

22 января 2015
О распространенности потенциально обитаемых планет у красных карликов

Маломассивные звезды (красные карлики) составляют большинство звезд Галактики, поэтому изучение планет и планетных систем у этих звезд представляет огромный интерес. Широкие возможности для этого предоставил космический телескоп им. Кеплера. В течение 4 лет (с мая 2009 по май 2013 года) он снимал фотометрию более чем 150 тысяч звезд на «поле Кеплера» – участке небесной сферы площадью около 105 квадратных градусов, расположенном в районе созвездий Лебедя и Лиры. «Кеплер» был предназначен для поиска планет у солнцеподобных звезд, поэтому красных карликов среди его наблюдательных целей относительно мало – всего 4915 штук. Однако и этого количества оказалось вполне достаточно, чтобы оценить распространенность планет различных типов у звезд этого класса.

8 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Кортни Дрессинг (Courtney D. Dressing) и Дэвида Шарбонно (David Charbonneau), посвященная переоценке распространенности планет у красных карликов с учетом всей доступной фотометрии Кеплера (за 17 наблюдательных кварталов). Из всех красных карликов, наблюдавшихся «Кеплером», исследователи отобрали одиночные достаточно спокойные звезды без явных признаков переменности. Кроме того, из выборки были исключены звезды с малым числом фотометрических замеров (менее 48 940) и случайно затесавшиеся красные гиганты. Окончательно, в рассмотренной выборке осталось 2543 звезды с температурой фотосферы от 2661 до 3999К (среднее медианное значение – 3746К) и радиусом от 0.1 до 0.64 солнечных радиусов (среднее медианное значение – 0.47 солнечных радиуса).
Как оказалось, ровно 100 звезд из этой выборки имеют или надежных транзитных кандидатов в планеты (83 штуки), или уже подтвержденные планеты (80 штук).

Авторы статьи воспользовались собственным программным продуктом, выделяющим из «сырой» фотометрии Кеплера транзитные сигналы. Они протестировали свой алгоритм на уже известных системах и оценили его эффективность. Из 161 транзитного кандидата из каталога KOI алгоритм пропустил 7 кандидатов (из них 3 – в одной системе), но зато нашел 2 новых, пропущенных кеплеровцами. Кроме того, авторы проверили эффективность алгоритма путем добавления в данные «искусственных» транзитных сигналов разной глубины.

Эффективность обнаружения планет с помощью алгоритма авторов статьи в зависимости от радиуса и орбитального периода (слева) и радиуса и освещенности (справа), на выборке из 2543 красных карликов.

Сглаженная эффективность обнаружения планет, отображенная с помощью цветовой шкалы.

Воспользовавшись «картой эффективности обнаружения» транзитных кандидатов, представленной выше, Дрессинг и Шарбонно рассчитали истинную распространенность планет на основе наблюдаемой выборки (с учетом геометрической вероятности транзитной конфигурации, погрешностей в определении радиусов и доли возможных ложных открытий).

Распространенность планет в зависимости от их радиуса и орбитального периода (слева), а также радиуса и уровня освещенности (справа). Чем светлее область на карте, тем выше распространенность планет с соответствующими параметрами. Серым цветом показаны области, где эффективность алгоритма поиска падает ниже 15%. Пунктирной зеленой линией очерчена обитаемая зона в ее консервативном определении, малиновой мунктирной линией – обитаемая зона с учетом охлаждающего эффекта облаков.

Как мы видим, планеты на карте распределены достаточно равномерно (особенно на карте, отражающей степень их нагрева). Однако обращает на себя внимание явный дефицит горячих нептунов (и в меньшей степени нептунов вообще) у маломассивных красных звезд.

Суммируя свои результаты, авторы статьи дают следующие оценки распространенности планет у M-звезд. На одну M-звезду в среднем приходится:

– 0.57 ± 0.06 планет радиусами от 1 до 1.5 земных и периодами короче 50 суток;

– 0.51 ± 0.07 планет радиусами от 1.5 до 2 земных и периодами короче 50 суток;

– 0.68 ^+0.07/_-0.05 планет радиусами от 1 до 1.5 земных и периодами короче 100 суток;

– 0.61 ^+0.08/_-0.06 планет радиусами от 1.5 до 2 земных и периодами короче 100 суток;

– 0.18 ^+0.18/_-0.07 землеразмерных планет в обитаемой зоне (при консервативном определении обитаемой зоны);

– 0.11 ^+0.10/_-0.05 суперземель в обитаемой зоне.

С учетом охлаждающего эффекта от облаков, образующихся на приливно захваченной планете в подзвездной точке, ширина обитаемой зоны увеличивается. В этом случае в обитаемую зону попадает уже больше планет – 0.27 ^+0.16/_-0.09 «земель» и 0.25 ^+0.11/_-0.07 суперземель.

Зависимость количества планет, приходящихся на одну M-звезду, от их радиуса, для орбитальных периодов 0.5-1.7 суток, 1.7-5.5 суток, 5.5-18.2 суток, 18.2-60.3 суток, 60.3-200 суток (показаны разными цветами). Видно, что количество планет падает с увеличением их радиуса для всех орбитальных периодов.

Зависимость количества планет, приходящихся на одну M-звезду, от их орбитального периода (для разных размерных классов). Видно, что с ростом периода количество планет сначала растет, а потом выходит на плато.

Исходя из оценок Дрессинг и Шарбонно, ближайшая потенциально обитаемая планета у красного карлика расположена на расстоянии ~2.5 пк от Солнца, а ближайшая транзитная потенциально обитаемая – на расстоянии ~11 пк.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.01623v1.pdf

 

 

20 января 2015
Две многопланетные системы у красных карликов: Kepler-445 и Kepler-446

Одним из неожиданных открытий космического телескопа им. Кеплера стало обнаружение т.н. компактных многопланетных систем, в которых орбиты нескольких планет оказывались плотно упакованными глубоко внутри орбиты Меркурия, а орбитальные периоды составляли всего несколько земных суток. Некоторые наиболее компактные системы (например, система у красного карлика Kepler-42) по своим габаритам больше напоминают системы спутников планет-гигантов, чем «полноценные» планетные системы вроде Солнечной. Из-за близости к звезде планеты в таких системах оказываются нагретыми до высоких температур.

8 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации двух многопланетных систем у красных карликов Kepler-445 и Kepler-446. Обе родительские звезды имеют спектральный класс M4 V, однако одна из них богата металлами, а вторая, напротив, бедна. С учетом вновь открытых систем распространенность компактных многопланетных систем у красных карликов авторы статьи оценили в 23 ⁺¹³/_-7%.

Звезда Kepler-445 (KOI-2704, KIC 9730163) удалена от нас примерно на 90 пк. Масса звезды оценивается в 0.18 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.21 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.4% солнечной. Этот красный карлик отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Звезда движется по направлению к нам с достаточно высокой скоростью, достигающей 61 ± 1 км/сек.

На расстоянии 3.9 угловых секунд от Kepler-445 расположен звездный компаньон на 7.6 звездных величин слабее (скорее всего, удаленная фоновая звезда). Интересно, что другого компаньона этой звезды KIC 9730159, обладающего близкой светимостью и, согласно входящему каталогу целевых звезд Кеплера KIC, удаленного от нее на 2.2 угловых секунд, на глубоких снимках Кек обнаружить не удалось. Авторы статьи пришли к выводу, что тут произошла ошибка и что звезду Kepler-445 «посчитали» дважды.

Кривая блеска Kepler-445 демонстрирует два четких транзитных сигнала (упомянутых в каталоге KOI) и один более слабый, обнаруженный уже авторами статьи. Периоды транзитных планет составляют 2.984, 4.871 и 8.153 земных суток, радиусы – 1.6, 2.5 и 1.25 радиусов Земли, соответственно. Несмотря на близость к звезде, все три планеты нагреты довольно умеренно – освещенность, создаваемая Kepler-445, составляет ~8.6, ~4.5 и ~2.24 того уровня освещенности, что создает Солнце на орбите Земли. Иначе говоря, внешняя планета Kepler-445 d имеет температурный режим, близкий к температурному режиму Венеры, а средняя планета Kepler-445 c оказывается немного прохладнее Меркурия.

Массы планет остаются неизвестными. Авторы статьи достаточно произвольно оценили их в 4-6, 8-9 и 3-4 масс Земли (от внутренней планете к внешней). Соответствующие амплитуды колебаний лучевой скорости звезды составили бы 6-8, 9-10 и 2-4 м/сек. Будь звезда Kepler-445 достаточно яркой, массы планет мог бы измерить спектрометр Северный HARPS, однако ее видимая звездная величина – +17.48, что делает измерение лучевых скоростей с требуемой точностью крайне затрудненным. Авторы статьи рассчитывают на будущие спектрографы нового поколения, которые смогут измерять лучевые скорости красных карликов по слабому смещению линий, расположенных в инфракрасном диапазоне (где M-звезды значительно ярче, чем в оптике).

Звезда Kepler-446 (KOI-2842, KIC 8733898) удалена от нас примерно на 120 пк. Ее масса оценивается в 0.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.24 ± 0.04 солнечных радиуса, светимость составляет 0.66% от светимости Солнца. Эта звезда, напротив, отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Интересно, что звезда приближается к Солнцу со скоростью 118 ± 1 км/сек, что говорит о принадлежности Kepler-446 к толстому диску Галактики.

Кривая блеска Kepler-446 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 1.565, 3.036 и 5.149 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами ~1.5, ~1.1 и ~1.35 радиусов Земли. Температурный режим внешней планеты Kepler-446 d оказывается близким к температурному режиму Меркурия, остальные еще горячее.

Поскольку звезда Kepler-446 также тусклая (ее видимая звездная величина +16.26), измерение масс планет методом измерения лучевых скоростей родительской звезды современными средствами практически невозможно. Авторы статьи оценили массы планет в 4-5, 2-4 и 3-5 масс Земли.

Планетные системы красных карликов Kepler-42, Kepler-445, Kepler-446, а также спутниковая система Юпитера в одном масштабе. Разница в цвете между звездами Kepler-42 и Kepler-446, с одной стороны, и Kepler-445, с другой вызвана разницей в металличности (в оптическом диапазоне спектра звезда Kepler-445 выглядит более голубой из-за многочисленных молекулярных полос поглощения, вырезающих часть чернотельного спектра).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1501.01305v1.pdf

 

 

16 января 2015
«Кеплер»: 12 небольших планет в обитаемой зоне и ее окрестностях

За 4 года работы в рамках основной миссии космический телескоп им. Кеплера обнаружил более 4 тысяч надежных транзитных кандидатов в планеты. Большинство из них расположены близко к своим звездам и нагреты до высоких температур, исключающих наличие на них жизни. Этот факт является простым следствием того, что геометрическая вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию до звезды. Если планета расположена на расстоянии ~0.05 а.е. от своей звезды, а сама звезда напоминает Солнце, то вероятность транзитной конфигурации составляет ~10%. Если планета, как и Земля, находится на расстоянии 1 а.е., эта вероятность падает ниже 0.5%.

Тем не менее, среди транзитных кандидатов Кеплера есть и относительно долгопериодические, находящиеся достаточно далеко от своих звезд и имеющие температурные режимы Венеры, Земли и даже Марса. Понятно, что они привлекают к себе особый интерес. Одной из амбициозных задач «Кеплера» было обнаружение «сестер Земли» – т.е. землеразмерных планет, находящихся в обитаемой зоне своих звезд – аналогов Солнца. Пока эта задача не выполнена, «вторая Земля» еще не найдена. Однако среди планетных кандидатов, успешно прошедших процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы транзитных кандидатов), все больше небольших планет с умеренным температурным режимом. Круг постепенно сужается!

В начале января 2015 года научная группа «Кеплера» опубликовала препринт статьи, отправленной в The Astrophysical Journal и посвященной валидации 12 небольших транзитных планет, 3 из которых были известны ранее, а 9 представлены впервые. Их орбитальные периоды лежат в интервале от 34 до 207 земных суток, радиусы оцениваются в 1.1-2.7 радиусов Земли, температурные режимы позволяют отнести их, пусть и с оговорками, к обитаемой зоне своих звезд. Большинство этих планет вращается вокруг оранжевых карликов, т.е. звезд главной последовательности спектрального класса K. Три новые планеты из этого списка можно отнести к потенциально обитаемым.

Сравнительные размеры транзитных планет Кеплера, находящихся в обитаемой зоне своих звезд.

Почему речь пока идет только о валидации, а не о полновесном подтверждении с измерением массы планет и их средней плотности? К сожалению, предполагаемая амплитуда колебаний лучевых скоростей родительских звезд, наводимых новыми планетами, составляет всего несколько десятков сантиметров в секунду, а значит, не может быть измерена современными средствами. Для ярких хромосферно тихих звезд точность измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа Северный HARPS может достигать 0.6-0.8 м/сек, но проблема состоит в том, что рассматриваемые звезды достаточно тусклые, 14-15 звездной величины, а для них точность существенно ниже.

Для определения параметров новых планет была использована фотометрия Кеплера за все 17 наблюдательных кварталов, т.е. с мая 2009 по май 2013 года. Для исключения ложных открытий и с целью учета возможного загрязнения кривых блеска целевых звезд светом близких звезд-компаньонов (или звезд фона) была проведена съемка окрестностей этих звезд на телескопах UKIRT и Кек. У пяти звезд на расстоянии 0.2-5 угловых секунд были обнаружены компаньоны, чей вклад в кривые блеска был оценен и учтен. Для точного определения свойств родительских звезд на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES были получены их спектры высокого качества. Грубое (с точностью ~100 м/сек) измерение лучевых скоростей родительских звезд позволило исключить скользящие транзиты двух звезд как источник возможных ложных открытий. После тщательного анализа планетная природа 8 анонсированных транзитных кандидатов была подтверждена с достоверностью выше 99.73% (3 сигма), еще у одного достоверность составляет 99.2% (2.6 сигма), этот кандидат (KOI-4427.01) пока не получил статус планеты и имени по каталогу Кеплера.

Расположение новых планет, а также других надежных транзитных кандидатов (показаны синими кружками) и ранее подтвержденных планет (показаны серыми сферами) на плоскости «энергия, получаемая от звезды – температура фотосферы родительской звезды». Широкой зеленой полосой показана обитаемая зона.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность, [Fe/H]
KOI-2529 (Kepler-436)	618 ± 34	K	0.73 ± 0.03	0.70 ± 0.03	0.20 +0.04/-0.025	+0.01 ± 0.10
KOI-3255 (Kepler-437)	417 ± 24	K	0.71 ± 0.03	0.68± 0.03	0.173 +0.035/-0.022	0.0 ± 0.10
KOI-3284 (Kepler-438)	145 ± 23	M0 V	0.544 +0.04/-0.06	0.52 +0.04/-0.06	0.044 +0.017/-0.012	0.16 ± 0.14
KOI-4005 (Kepler-439)	693 +66/-38	G8 V	0.884 +0.044/-0.038	0.866 +0.076/-0.04	0.581 +0.153/-0.079	0.02 ± 0.10
KOI-4087 (Kepler-440)	261 +16/-46	K	0.575 ± 0.047	0.559 +0.029/-0.054	0.079 ± 0.023	-0.30 ± 0.15
KOI-4622 (Kepler-441)	284 +28/-48	K	0.57 ± 0.05	0.55 +0.038/-0.054	0.089 +0.038/-0.026	-0.57 ± 0.18
KOI-4742 (Kepler-442)	342 ± 22	K	0.61 ± 0.03	0.60 ± 0.02	0.117 +0.024/-0.016	-0.37 ± 0.10
KOI-4745 (Kepler-443)	779 +45/-38	K	0.74 ± 0.03	0.706 +0.028/-0.024	0.217 +0.043/-0.027	-0.01 ± 0.10

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Радиус, радиусов Земли	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет орбиты	Эффективная освещенность*
Kepler-436 b	64.0021 ± 0.0007	2.73 ± 0.24	0.339 +0.134/-0.053	0.19 ± 0.13	1.69 +0.58/-0.79
Kepler-437 b	66.6506 ± 0.0003	2.14 +0.22/-0.17	0.288 +0.066/-0.040	0.02 +0.08/-0.02	2.15 +0.74/-0.88
Kepler-438 b	35.2332 ± 0.0003	1.12 ± 0.17	0.166 +0.051/-0.042	0.03 +0.10/-0.03	1.40 +0.67/-0.77
Kepler-439 b	178.140 ± 0.002	2.24 +0.16/-0.45	0.563 +0.165/-0.080	0.03 +0.08/-0.03	1.83 +0.51/-0.62
Kepler-440 b	101.1114 ± 0.0009	1.86 +0.24/-0.19	0.242 +0.066/-0.041	0.34 +0.12/-0.19	1.20 +0.46/-0.65
Kepler-441 b	207.248 ± 0.002	1.64 ± 0.24	0.64 +0.32/-0.13	0.10 ± 0.10	0.21 ± 0.11
Kepler-442 b	112.305 ± 0.003	1.34 +0.11/-0.18	0.409 +0.209/-0.060	0.04 +0.08/-0.04	0.66 +0.23/-0.41
Kepler-443 b	177.669 ± 0.003	2.33 ± 0.22	0.495 +0.186/-0.075	0.11 +0.15/-0.11	0.86 +0.29/-0.37

* За единицу принимается освещенность, создаваемая Солнцем на орбите Земли.

Мы видим, что погрешности в определении параметров планет еще слишком велики, чтобы можно было сделать однозначные выводы об их потенциальной обитаемости, однако какие-то выводы сделать уже можно. Планеты Kepler-436 b, Kepler-437 b, Kepler-439 b, Kepler-440 b и Kepler-443 b слишком велики, чтобы быть планетами земного типа, скорее всего, перед нами океаниды или мини-нептуны. Размеры Kepler-438 b лишь немного превышают размеры Земли, однако освещенность на орбите этой планеты делают ее скорее аналогом Венеры (хотя величина погрешности в определении освещенности не исключает и того, что перед нами аналог Земли). Температурный режим планеты Kepler-441 b соответствует главному поясу астероидов, однако крупные размеры этой суперземли подразумевают протяженную плотную атмосферу, парниковый эффект в которой может сделать ее климат достаточно мягким. Еще интереснее в этом смысле планета Kepler-442 b – ее радиус лишь на треть превышает земной, а температурный режим соответствует температурному режиму Марса. Из всех представленных здесь новых планет она напоминает Землю больше всего.

Новые планеты на плоскости «орбитальный период – радиус». Диаграмма любезно предоставлена Виктором Ясинским.

Информация получена: https://www.cfa.harvard.edu/~torres/smallHZ/smallHZplanets.pdf

 

 

10 января 2015
HD 145934 b и GJ 849 c: прохладный гигант у красного гиганта и очень холодный гигант у красного карлика

За прошедшие два десятилетия изучения внесолнечных планетных систем стало ясно, что в целом планетные системы у других звезд существенно отличаются от Солнечной. Горячие юпитеры и планеты-гиганты на резко эксцентричных орбитах, компактные плотно упакованные системы, где орбиты 4-5 планет оказываются глубоко внутри орбиты Меркурия, и многочисленные типы планет, отсутствующих в Солнечной системе – океаниды и мини-нептуны, горячие суперземли и газовые карлики… Резонно задать вопрос – а не является ли Солнечная система уникальной?

Поиск аналогов Солнечной системы помогает нам понять строение нашего собственного дома. Поскольку обнаружение планет земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд до сих пор сопряжено с исключительными трудностями, к аналогам Солнечной системы в настоящее время относят системы, в которых планеты-гиганты находятся на широких орбитах с малым эксцентриситетом (как Юпитер и Сатурн), а внутренняя зона выглядит свободной от планет. Именно так мы увидели бы нашу Солнечную систему издалека – вокруг Солнца вращаются Юпитер и Сатурн, а на орбитах ближе к звезде нет планет-гигантов или нептунов.

Для обнаружения внесолнечных аналогов Юпитера методом измерения лучевых скоростей родительских звезд необходимые длительные ряды наблюдений. Действительно, Юпитер делает один оборот вокруг Солнца за 11.86 лет, Сатурн – за 29.4 лет. Чтобы с приемлемой точностью определить параметры внесолнечной планеты, нужно, чтобы она сделала хотя бы один полный оборот вокруг своей звезды (а лучше два). Именно поэтому долгопериодических планет известно пока очень мало. К настоящему моменту известно 103 планеты с периодом больше 1000 земных суток, но только 16 из них имеют периоды больше 3000 земных суток (речь идет о планетах, обнаруженных методом лучевых скоростей; еще несколько массивных долгопериодических планет обнаружено на ИК-снимках).

Калифорнийская группа (один из старейших научных коллективов, занятых поиском экзопланет) ведет многолетний мониторинг лучевых скоростей ряда сравнительно ярких звезд с помощью высокоточного спектрографа HIRES, установленного на 10-метровом телескопе им. Кека. 6 января 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья членов этой группы под руководством Катерины Фенг (Y. Katherina Feng), посвященная существенному уточнению свойств долгопериодических планет-гигантов в системах HD 24040, HD 66428, HD 74156, HD 183263, HD 187123 и HD 217107. Кроме своих собственных наблюдений, Фенг с коллегами пользовалась замерами лучевой скорости, полученными и опубликованными другими авторами. Погрешности в определении параметров планет уменьшились почти на порядок! Кроме того, авторы статьи объявили об открытии второй планеты-гиганта в системе близкого красного карлика GJ 849, где уже была известна одна планета, и представили ранее неизвестную планету-гигант у звезды HD 145934.

Для ряда звезд из представленного списка обнаружен дополнительный линейный тренд лучевой скорости, говорящий о наличии в системе еще одного или нескольких небесных тел на более широких орбитах. Наблюдения за этими системами продолжаются.

К аналогам Юпитера можно отнести планету-гигант HD 24040 b с величиной большой полуоси орбиты 4.64 а.е. и эксцентриситетом 0.05 ± 0.02 (правда, ее масса превышает 4 массы Юпитера) и планету HD 183263 c (величина большой полуоси 5.7 а.е., эксцентриситет орбиты – 0.05 ± 0.01, масса превышает 6.9 масс Юпитера). Долгопериодичные планеты-гиганты HD 66428 b и HD 187123 c отличаются от аналогов Юпитера высоким эксцентриситетом своих орбит (0.44 и 0.28, соответственно). Система HD 74156 вообще выглядит изрядно «взболтанной» – эксцентриситеты обеих ее планет весьма велики (0.638 и 0.383), а аргументы перицентра сильно различаются. Система HD 217107 интересна тем, что кроме планеты-гиганта на широкой эксцентричной (e ~ 0.385) орбите, она включает в себя классический горячий юпитер. Аналогичное строение имеет система HD 187123 (горячий юпитер + эксцентричный гигант на широкой орбите).

Однако наиболее интересной оказалась система близкого (9 пк) красного карлика GJ 849. В 2006 году рядом с этой звездой была обнаружена планета-гигант GJ 849 b. Тогда ее минимальная масса (параметр m sin i) была оценена в 0.82 масс Юпитера, орбитальный период составил 5.16 земных лет, температурный режим оказался близок к температурному режиму Сатурна. В 2013 году был зафиксирован дополнительный линейный тренд в -4.75 м/сек в год, говорящий о наличии рядом с этой звездой еще одной планеты. Объединив вместе 35 замеров лучевой скорости GJ 849, полученных на спектрографе HARPS, с 82 замерами HIRES (общее время наблюдений – с 1997 по 2014 год), Фенг и ее группа смогли достаточно точно определить ее параметры.

Как оказалось, вокруг GJ 849 вращаются две планеты-гиганта с массами ~0.9 масс Юпитера, большими полуосями орбит ~2.4 и ~4.8 а.е. и эксцентриситетами 0.04 и 0.087 ± 0.056. Отношением периодов и низкими эксцентриситетами эта система весьма напоминает Юпитер и Сатурн. Температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Урана и Нептуна. Особенно интересными видятся будущие исследования внутренней части системы GJ 849. Скорее всего, там расположены маломассивные планеты, которые пока мы не можем обнаружить.

Наконец, в статье Фенг с коллегами была представлена новая планета-гигант у красного гиганта HD 145934.

Когда члены Калифорнийской группы в 1997 году приступили к мониторингу лучевой скорости этой звезды, они еще не знали, что она является красным гигантом. Однако оценки массы этой звезды (1.748 ± 0.105 солнечных масс) и измерение ускорения свободного падения на уровне фотосферы по профилю чувствительных к гравитации линий натрия и магния показали, что эта звезда уже давно сошла с главной последовательности (ее спектральный класс K0). Радиус звезды оценивается авторами статьи в 5.38 ± 0.44 солнечных радиусов. Параллакс звезды HD 145934 не был измерен, так что расстояние до нее неизвестно, однако если оценить эффективную температуру звезды в 4800К, то ее болометрическая светимость окажется ~13.8 солнечной, а расстояние до системы – около 170 пк.
С помощью спектрографа HIRES было получено 75 замеров лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса планеты HD 145934 b оценивается авторами открытия в 2.28 ± 0.26 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет составляет 0.05 ± 0.05, т.е. совместим с нулем) на среднем расстоянии 4.6 ± 0.14 а.е. и делает один оборот за 2730 ± 100 земных суток (7.5 лет). Температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурным режимом Земли и Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Информация получена: http://xxx.tau.ac.il/pdf/1501.00633v1.pdf

 

 

8 января 2015
Открыты две планеты у красного гиганта HD 121056

Изучение внесолнечных планетных систем, открытых за последние 20 лет, показало, что их строение существенным образом зависит от массы родительской звезды. Планетные системы звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс) заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд, а те – от систем звезд красных карликов. Для полного понимания процессов планетообразования необходимы наблюдения за звездами всех масс. Однако поиск планет у звезд промежуточной массы, когда те находятся на главной последовательности и имеют спектральный класс A или ранний F, сильно затруднен из-за быстрого вращения этих звезд и отсутствия в их спектрах четких узких линий, позволяющих измерять лучевые скорости с приемлемой точностью. Только когда А-звезда сходит с главной последовательности, ее атмосфера расширяется и охлаждается, скорость вращения падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому поиск планет ведется в основном у тех звезд промежуточной массы, которые уже сошли с главной последовательности и превратились в оранжевые и красные гиганты.

Одной из особенностей планетных систем звезд промежуточной массы является резкий дефицит планет на орбитах ближе 0.5 а.е. (их известно всего 5 из почти сотни планет на более широких орбитах). И это не эффект наблюдательной селекции, потому что планеты на тесных орбитах как раз проще всего обнаружить. Причина такого дефицита до сих пор является предметом оживленных дискуссий.

Тихоокеанский планетный обзор (Pan-Pacific Planet Search, PPPS) с 2009 по 2014 год проводил мониторинг 170 звезд-гигантов южного неба. Измерения лучевых скоростей выбранных звезд проводились с помощью эшелле-спектрографа UCLES, установленного на 3.9-метровом Англо-Австралийском телескопе (AAT). В числе целевых звезд был и красный гигант HD 121056. Всего было получено 22 замера лучевой скорости этой звезды, точность единичного замера составила 3-7 м/сек. Кроме того, HD 121056 наблюдался с помощью спектрографов FEROS и CHIRON (с точностью единичного замера 11 и 10 м/сек, соответственно).
22 декабря 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию сразу двух планет у звезды HD 121056.

Итак, HD 121056 (HIP 67851, HR 5224) – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 66.0 ± 1.7 пк. Его масса оценивается в 1.30 ± 0.18 солнечных масс (по другим данным – в 1.63 ± 0.22 солнечных масс), радиус достигает 5.9 ± 0.3 солнечных радиусов, светимость составляет 16.1 ± 0.8 солнечных (по оценкам других авторов – 17.6 ± 2.6 солнечных).

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 121056 b оценивается в 1.25 ± 0.16 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (формальная оценка величины эксцентриситета – 0.02 ± 0.04) на среднем расстоянии 0.426 ± 0.02 а.е. и делает один оборот за 89.1 ± 0.1 земных суток.

Минимальная масса внешней планеты HD 121056 c заметно выше – 4.34 ± 0.6 масс Юпитера. Она вращается вокруг родительской звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 3.1 ± 0.2 а.е. и эксцентриситетом 0.20 ± 0.04, и делает один оборот за 1741 ± 39 земных суток. Температурный режим внешней планеты оказывается близким к температурному режиму Венеры, внутренняя планета нагрета гораздо сильнее – фактически, до состояния горячего юпитера.

Подтвержденные планеты у звезд-гигантов на плоскости «большая полуось орбиты – логарифм ускорения свободного падения на уровне фотосферы звезды». Многопланетные системы показаны черными кружками, связанными друг с другом пунктирными линиями. Планеты системы HD 121056 отображены красными треугольниками.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1412.6889.pdf

 

 

3 января 2015
Пять новых планет-гигантов от Женевской группы

Измерения лучевых скоростей родительских звезд, проводимые уже более 20 лет, позволяют обнаруживать планеты-гиганты, удаленные от своих звезд на 8-10 а.е. (т.е. вплоть до орбиты Сатурна). Однако первые RV-обзоры, дающие точность единичного замера 20-50 м/сек, позволяли обнаруживать только самые массивные планеты и коричневые карлики (с ростом орбитального периода амплитуда лучевой скорости, наводимой планетой на свою звезду, при прочих равных уменьшается). Для обнаружения аналогов Юпитера и тем более Сатурна требовались более точные спектрографы.

Наблюдения на спектрографе HARPS, установленном на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья (Чили), ведутся с 2003 года. В качестве целей европейские астрономы отобрали солнцеподобные звезды (т.е. звезды среднего возраста спектральных классов G и K), удаленные от Солнца не более чем на 57.5 пк. Точность единичного замера разная для разных звезд и разных ночей, но обычно составляет 1-3 м/сек. С помощью HARPS уже открыто несколько десятков планет с массами вплоть до нескольких масс Земли.

23 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию пяти новых планет-гигантов HD 103720 b, HD 564 b, HD 30669 b, HD 108341 b и GJ 717 b. Также авторы статьи существенно пересмотрели параметры планет в системе HD 113538.

Итак, HD 103720 – хромосферно активная звезда спектрального класса K3 V, удаленная от нас на 41.6 ± 2.2 пк. Ее масса оценивается в 0.794 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет около 30% от светимости Солнца. Лучевая скорость этой звезды демонстрирует четкие синусоидальные колебания с амплитудой ~90 м/сек, что примерно в 7 раз выше ожидаемого уровня акустического шума, создаваемого ее активностью. Всего было получено 70 замеров лучевой скорости HD 103720.

Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 103720 b составляет 0.62 ± 0.025 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии ~0.05 а.е. и делает один оборот за 4.5557 ± 0.0001 земных суток. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации этого горячего юпитера достигает 7%, но авторы открытия фотометрические наблюдения звезды HD 103720 не проводили, так что вопрос о возможных транзитах этой планеты остается открытым.

HD 564 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 53.6 ± 2.7 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.01 ± 0.05 солнечных радиусов, содержание тяжелых элементов примерно в полтора раза ниже солнечного. Всего было получено 99 замеров лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса планеты HD 564 b – 0.33 ± 0.03 масс Юпитера. Этот прохладный сатурн вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.2 а.е. и эксцентриситетом около 0.1, и делает один оборот за 492.3 ± 2.3 земных суток. Его температурный режим близок к температурному режиму Земли. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Звезда HD 30669 немного легче и холоднее Солнца. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.91 ± 0.04 солнечных радиусов, спектральный класс – G9 V. Система удалена от нас на 57.1 ± 4.2 пк. Всего было получено 46 замеров лучевой скорости этой звезды.

HD 30669 b – планета аналог Юпитера. Ее минимальная масса составляет 0.47 ± 0.06 масс Юпитера, большая полуось орбиты достигает 2.69 ± 0.08 а.е., орбитальный эксцентриситет определен с большой погрешностью – 0.18 ± 0.15. Из-за меньшей, чем у Солнца, светимости звезды температурный режим планеты оказывается близок к температурному режиму Юпитера (чуть теплее). HD 30669 b делает один оборот вокруг своей звезды за 1684 ± 61 земных суток (примерно 4.6 лет).

HD 108341 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 49.4 ± 2.4 пк. Масса звезды близка к 0.84 солнечных масс, радиус оценивается в 0.79 ± 0.03 солнечных радиусов. Всего было сделано 24 замера лучевой скорости этой звезды.

В отличие от предыдущих звезд, лучевая скорость HD 108341 демонстрирует резко несинусоидальные колебания с амплитудой 144 ⁺³¹¹/_-66 м/сек и периодом около 1129 земных суток, что говорит о наличии у этой звезды планеты на резко эксцентричной орбите. Из-за того, что замеров вблизи момента прохождения планетой перицентра было мало, параметры планеты определены с большими погрешностями. Масса эксцентричного гиганта оценивается в 3.5 ^+3.4/_-1.2 масс Юпитера, большая полуось его орбиты близка к 2 а.е., эксцентриситет достигает 0.85 ± 0.09! Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.3 до 3.7 а.е., т.е. более чем в 12 раз. Авторы открытия намерены тщательно промерить лучевую скорость звезды в августе 2015 года, когда планета будет в очередной раз проходить перицентр своей орбиты – это позволит существенно уточнить ее параметры.

GJ 717 (в статье эта звезда названа BD-11 4672) – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 27.3 пк. Его масса оценивается в 0.571 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.52 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет всего 9.6% от светимости Солнца. Звезда отличается резко пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 3 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила! Всего было получено 40 замеров лучевой скорости GJ 717.

Минимальная масса планеты GJ 717 b – 0.53 ± 0.05 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 2.28 ± 0.07 а.е. и делает один оборот за 1667 ± 33 земных суток. Температурный режим этого гиганта является промежуточным между температурными режимами Юпитера и Сатурна. Отмечу, что экспериментальные точки не слишком хорошо ложатся на предложенную кеплеровскую кривую, что может говорить о наличии в этой системе еще одной или нескольких дополнительных планет.

Две планеты у звезды HD 113538 были анонсированы еще в конце 2010 года также по наблюдениям на спектрографе HARPS. На момент открытия было получено 29 замеров лучевой скорости этой звезды. Тогда орбитальные периоды планет были оценены в ~263 и 1657 ± 48 земных суток, эксцентриситеты орбит достигали величин ~0.6 и ~0.3.

За прошедшие годы Женевская группа получила уже 75 замеров лучевой скорости HD 113538, и параметры планет оказались существенно пересмотрены. RV-сигнал с периодом ~250 земных суток стал гораздо слабее, зато появился явный пик с периодом около 660 земных суток. RV-сигнал, соответствующий внешней планете, остался сильным, но несколько сместился до 1818 ± 25 суток. Эксцентриситеты обеих планет сильно упали и составляют теперь 0.14 ± 0.08 и 0.20 ± 0.04.

Все это говорит о необходимости собирать длительные и частые ряды наблюдений, особенно в случае многопланетных систем, чтобы избежать ошибок, вызванных экстраполяциями при недостатке данных.

Новые планеты (показаны темно-синим цветом) на плоскости «большая полуось орбиты – масса» на фоне других известных экзопланет с массами больше 0.2 масс Юпитера. Зеленым цветом показаны планеты, обнаруженные транзитным методом, коричневым цветом – планеты, найденные методом лучевых скоростей, голубым – увиденные на снимках, и черным – обнаруженные методом гравитационного микролинзирования. Желтым цветом показаны Юпитер и Сатурн.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1412.6591.pdf

 

 

2 января 2015
Валидация многопланетных систем Kepler-430 и Kepler-431

К настоящему моменту «Кеплер» обнаружил 4175 надежных транзитных кандидатов, но только 996 из них подтверждены как планеты (т.е. чуть меньше 24%). Такое сравнительно малое количество подтвержденных планет объясняется трудностями процесса подтверждения. Обычно планетная природа транзитных кандидатов подтверждается методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, реже – методом тайминга транзитов. Но метод лучевых скоростей хорошо работает только для сравнительно ярких звезд (ярче 12-13 звездной величины), а заметные вариации времени наступления транзитов наблюдаются только в небольшой доле многопланетных систем с сильным гравитационным взаимодействием планет друг с другом. В большинстве случаев однозначное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов заменяется процедурой валидации – иначе говоря, последовательным исключением астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и провести к ложному открытию. В результате валидации планетная природа кандидата оказывается подтвержденной на 99% и даже больше, но не абсолютно достоверно.

Поскольку самыми распространенными явлениями, имитирующими транзитные сигналы, являются скользящие транзиты двух звезд и близкие (в проекции на небесную сферу) затменно-переменные двойные фона, процедура валидации обязательно включает в себя получение высококачественных снимков окрестностей целевых звезд на крупнейших наземных телескопах. Обычно среднее изображение звезды на матрице «Кеплера» имеет радиус 6 угловых секунд или даже больше (в зависимости от ее видимой звездной величины). Если в эту область попадет одна или несколько звезд дополнительно к целевой звезде, их свет загрязнит ее кривую блеска. Это, в свою очередь, может привести к искажению параметров транзитных планет и даже к ложному открытию (если рядом с целевой звездой окажется затменно-переменная двойная).

13 ноября 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Марка Эверетта (Mark E. Everett) с коллегами, посвященная валидации 18 систем Кеплера, из которых две были представлены впервые – KOI-2365, получившая наименование Kepler-430, и KOI-3097, названная Kepler-431. В июле 2013 года исследователи получили снимки окрестностей обеих звезд на 8-метровом телескопе «Северный Близнец» (Gemini North), расположенном на вершине Мауна Кеа (Гавайи) и оборудованном системой адаптивной оптики. После обработки качество снимков приблизилось к дифракционному пределу телескопа – 0.02 угловых секунд. Никаких подозрительных звезд рядом с Kepler-430 и Kepler-431 обнаружено не было.

1 сентября 2013 года на 4-метровом телескопе Национальной оптической астрономической обсерватории (NOAO) были получены высококачественные спектры обеих звезд. Это позволило оценить их физические свойства и исключить еще одну распространенную причину ложных открытий – случай скользящих транзитов двух звезд. В результате уровень достоверности планетной природы транзитных кандидатов превысил 0.998.

Итак, Kepler-430 (KOI-2365, KIC 11560897) – звезда несколько массивнее и ярче Солнца. Ее масса оценивается в 1.17 ^+0.13/_-0.10 солнечных масс, радиус достигает 1.49 ^+0.27/_-0.23 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.4 раза превышает солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.85), его можно оценить в ~1 кпк.

Кривая блеска Kepler-430 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 35.968 и 110.979 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.25 и 1.75 радиусов Земли. Внутренняя планета Kepler-430 b является мини-нептуном, удаленным от своей звезды на среднее расстояние 0.2244 а.е. и нагретым до ~667К. Внешняя планета Kepler-430 c может быть как мини-нептуном, так и океанидой и даже суперземлей, величина большой полуоси ее орбиты 0.4757 а.е., эффективная температура оценивается Эвереттом с коллегами в 458К. Достоверность планетной природы обеих кандидатов превышает 0.999.

Звезда Kepler-431 (KOI-3097, KIC 7582689) несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.07 ^+0.06/_-0.04 солнечных масс, радиус – в 1.09 ^+0.19/_-0.11 солнечных радиусов, светимость на ~40% превышает светимость Солнца. Расстояние до звезды также не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.97), его можно оценить в ~320 пк.

Судя по всему, Kepler-431 окружена плотно упакованной компактной системой из трех (а может, и больше) небольших горячих планет. Ее кривая блеска демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 6.803, 8.703 и 11.922 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 0.764, 0.668 и 1.11 радиусов Земли (от внутренней планете к внешней). Эффективные температуры этих планет оцениваются авторами открытия в 1032, 951 и 856К, соответственно. Скорее всего, две внутренние планеты (а может, и все три) являются горячими аналогами Меркурия или даже спутника Юпитера Ио (высокий нагрев близкой звездой приведет к быстрой потере атмосферы, а взаимное гравитационное влияние – к рассеянию приливной энергии и бурной вулканической активности).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1411.3621v1.pdf

 

 

1 января 2015
Измерены массы планет в системе Kepler-117

Две планеты системы Kepler-117 (KOI-209) были представлены командой Кеплера в феврале 2011 года в числе 1235 надежных транзитных кандидатов, обнаруженных за первые 4 месяца наблюдений. В феврале 2014 года было объявлено, что система Kepler-117 прошла процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы с достоверностью выше 99%). Однако для окончательного подтверждения планетной природы и измерения массы обеих планет требовались дополнительные независимые наблюдения.

Измерения лучевой скорости звезды Kepler-117 проводились с помощью спектрометра SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. В период с июля 2012 года по ноябрь 2013 года было получено 15 замеров ее лучевой скорости, точность единичного измерения составила 30-50 м/сек. Кроме того, исследователи проанализировали кривую блеска звезды Kepler-117 за все 17 наблюдательных кварталов «Кеплера» (с мая 2009 по май 2013 года) с целью обнаружения вариаций времени наступления транзитов, вызванных гравитационным взаимодействием планет друг с другом.

Лучевая скорость звезды Kepler-117 продемонстрировала явные колебания с периодом, соответствующим периоду внешней планеты (~50.8 земных суток). Это позволило определить ее массу. Масса внешней планеты оказалась равной 1.84 ± 0.18 масс Юпитера. При радиусе ~1.1 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности планеты, равной 1.74 ± 0.18 г/куб.см. Эффективную температуру планеты Kepler-117 c авторы открытия оценили в 704 ± 15К.

Однако массу внутренней планеты таким образом измерить не удалось. Амплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наведенных Kepler-117 b (~6.5 м/сек), оказалась слишком малой, чтобы ее можно было надежно измерить с помощью не слишком точного спектрографа SOPHIE. RV-методом был получен только верхний предел на массу внутренней планеты – 0.28 масс Юпитера.

На помощь пришел TTV-метод (метод тайминга транзитов). Исследователи проанализировали отклонения времени наступления транзитов планеты Kepler-117 c от среднего значения, вычисленного в предположении отсутствия возмущений. Это позволило определить (пусть и не слишком точно) массу внутренней планеты – она оказалась равной 0.094 ± 0.033 масс Юпитера или 30 ± 10.5 масс Земли. При радиусе планеты ~0.72 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности 0.30 ± 0.11 г/куб.см, что говорит о том, что перед нами – легкий газовый гигант. Эффективная температура Kepler-117 b оценивается авторами открытия в 984 ± 18К.

Анализ как лучевых скоростей звезды, так и вариаций времени наступления транзитов говорит о том, что орбиты обеих планет близки к круговым (их эксцентриситеты оцениваются в ~0.05 и ~0.03 для внутренней и внешней планеты, соответственно), а их взаимное наклонение мало. Иначе говоря, система Kepler-117 является невозмущенной и плоской, без бурных событий в своей динамической истории.

Исследование динамической устойчивости этой системы на временах до 10 млн. лет показало, что она является устойчивой. Орбитальные параметры обеих планет периодически изменяются в достаточно узких пределах (особенно параметры массивной планеты Kepler-117 c).

Планеты Kepler-117 b и Kepler-117 c на плоскости «масса-радиус» вместе с другими транзитными экзопланетами. Бледно-голубым и бледно-розовым цветом показаны диапазоны погрешностей параметров обеих планет (в 1, 2 и 3 сигма), полученных без учета тайминга транзитов, только с помощью метода измерения лучевых скоростей родительской звезды. Синим и красным цветом показаны те же диапазоны погрешностей, но уже с учетом тайминга транзитов. Белыми буквами S и J показаны положения на этой диаграмме Сатурна и Юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1411.3934.pdf

 

Архив новостей:

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