 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
29 декабря 2021
Открыты две планеты-гиганта у звезд HD 103891 и HD 105779
К настоящему моменту известно уже почти 4.9 тыс. экзопланет, большинство из которых обнаружены транзитным методом. Однако транзитный метод наиболее чувствителен к планетам на тесных орбитах, поскольку вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. Для обнаружения планет, находящихся на расстоянии в несколько астрономических единиц, транзитный метод не подходит, такие планеты открывают преимущественно методом лучевых скоростей или с помощью гравитационного микролинзирования. Ожидается, что в ближайшем будущем массивные планеты на широких орбитах будут обнаруживать также с помощью астрометрии, полученной миссией «Гайя».
Метод лучевых скоростей основан на регистрации орбитального движения звезды под действием силы притяжения со стороны планеты. Поскольку отношение масс планеты и звезды мало, малы и соответствующие скорости орбитального движения звезды, амплитуда которых составляет единицы и десятки метров в секунду. Чтобы измерять такие низкие скорости, необходимы очень точные спектрографы, дающие погрешности ~ 1 м/с, а лучше еще меньше. Одним из таких высокоточных спектрографов является HARPS, установленный на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Чили. С помощью HARPS уже открыто больше сотни экзопланет.
17 декабря в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у звезд HD 103891 и HD 105779. Планеты были обнаружены путем выявления периодических колебаний в данных о лучевых скоростях звезд, полученных HARPS’ом и не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. В своем анализе авторы учли фотометрию обеих звезд, полученную TESS и рядом наземных наблюдательных программ.
Звезда HD 103891 удалена от нас на 54.88 ± 0.12 пк. Ее спектральный класс – F9, масса оценивается в 1.28 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 2.22 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 6.11 ± 0.02 раза превышает солнечную. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 3.68 ± 0.08 млрд. лет. HD 103891 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в полтора раза меньше, чем в составе Солнца.
HARPS измерял лучевые скорости этой звезды с февраля 2004 по апрель 2018 года, всего был получен 91 замер. За полное время наблюдений планета сделала 3 оборота вокруг своей звезды.
Проективная (минимальная, m sin i) масса HD 103891 b оценивается в 1.44 ± 0.06 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 3.27 ± 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.03, и делает один оборот за 1919 ± 15 суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 2.26 до 4.28 а.е., т.е. в 1.9 раза, а температурный режим – от температурного режима Земли до температурного режима Главного пояса астероидов.
HD 105779 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 55.1 ± 0.1 пк. Ее масса составляет 0.89 ± 0.01 солнечных масс, радиус – 0.94 ± 0.02 солнечных радиуса. Содержание тяжелых элементов в составе HD 105779 в 1.8 раза меньше, чем в составе Солнца, ее возраст достигает 7.54 ± 1.3 млрд. лет. С февраля 2004 по март 2019 года HARPS получил 53 замера лучевой скорости HD 105779.
Проективная масса планеты HD 105779 b составляет 0.64 ± 0.06 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.16) на среднем расстоянии 3.38 ± 0.05 а.е. и делает один оборот за 2412 ± 55 суток. Температурный режим планеты близок к температурному режиму Юпитера, близким аналогом которого она и является.
Ссылаясь на исследования, опубликованные в 2019 году, авторы находят общую распространенность планет-гигантов у FGK-звезд в ~27%.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2112.09029.pdf
21 декабря 2021
Обнаружены четыре гиганта у красных и поздних оранжевых карликов
Уже первые исследования распространенности экзопланет-гигантов показали, что вероятность обнаружить планету-гигант быстро растет с ростом металличности родительской звезды. Однако как зависит эта распространенность от массы родительской звезды, до сих пор не ясно. Согласно одним работам, распространенность планет-гигантов падает с уменьшением массы звезд, согласно другим – зависимость от массы звезды слабая и/или статистически недостоверная. Недавно предложенные теоретические модели образования планет-гигантов, основанные на теории аккреции на ядро, предсказывают падение распространенности планет-гигантов до нуля у звезд с массами 0.3-0.7 солнечных масс, но такой радикальный вывод не подтверждается наблюдениями. Проблема осложняется тусклостью красных карликов, затрудняющей как фотометрические, так и спектроскопические исследования их планет.
6 декабря в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четырех транзитных планет-гигантов, вращающихся вокруг ранних красных и поздних оранжевых карликов HATS-74, HATS-75, HATS-76 и HATS-77. Транзитные кандидаты были обнаружены наземным транзитным обзором HATSouth, в рамках процедуры валидации наблюдались TESS, в дальнейшем массу кандидатов измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа ESPRESSO. Выбор самого мощного на данный момент спектрографа обусловлен тусклостью родительских звезд (15.8-16.3 звездных величин).
Массы родительских звезд находятся в диапазоне 0.60-0.66 солнечных масс, радиусы – 0.57-0.64 солнечных радиусов, светимость составляет 6-10% светимости Солнца. Все они (кроме, возможно, HATS-76) отличаются солидным возрастом, сравнимым с возрастом Галактики.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Планеты HATS-74 b, HATS-75 b, HATS-76 b и HATS-77 b (показаны ромбами с бирюзовой обводкой) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Черной линией показано модельное соотношение масса-радиус для холодных планет-гигантов с ядром массой 10 масс Земли. Серые пунктирные линии соответствуют линиям равной плотности 0.3, 3 и 30 г/куб.см. Цвета кружков отражают эффективные температуры планет.Авторы отмечают, что между массой звезд и массой их протопланетных дисков нет строгой зависимости, в частности, у ряда молодых M-звезд наблюдаются массивные диски. Поэтому тенденция на уменьшение распространенности массивных планет с уменьшением массы родительских звезд также не должна быть строгой. Это объясняет наличие массивных планет-гигантов у некоторых даже очень легких звезд.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2112.01928.pdf
18 декабря 2021
Измерена масса транзитного аналога Юпитера Kepler-167 e
Среди огромного разнообразия планетных систем встречаются и аналоги Солнечной системы, где на близких к звезде орбитах находятся небольшие планеты, а на далеких – планеты-гиганты. Выявлять такие системы трудно, потому что метод, пригодный для поисков удаленных массивных планет (метод измерения лучевых скоростей), непригоден для обнаружения близких легких планет, и наоборот – метод, оптимальный для регистрации небольших планет на тесных орбитах (а именно, транзитный), не подходит для поисков планет на широких орбитах. Как правило, строение систем, напоминающих Солнечную, выявляется в рамках комплексных наблюдений, объединяющих разные методы. Но иногда ученым везет, и удаленные планеты также оказываются транзитными.
Система Kepler-167 была представлена в 2016 году. Она включает в себя четыре транзитных планеты – три суперземли с периодами 4.39, 7.4 и 21.8 суток и газовый гигант с периодом 1071 суток. Тусклость родительской звезды (+14.3) не позволила первооткрывателям измерить массы планет, система прошла только процедуру валидации (статистического подтверждения).
3 декабря 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы гиганта Kepler-167 e и уточнению всех свойств системы. В частности, был уточнен радиус родительской звезды, что автоматически привело к корректировке размеров планет. Теперь радиусы планет b, c и d оцениваются в 1.72 ± 0.07, 1.67 ± 0.07 и 1.24 ± 0.06 радиусов Земли, соответственно, а радиус гиганта Kepler-167 e составляет 10.16 ± 0.42 радиусов Земли (0.907 ± 0.038 радиусов Юпитера).
Чтобы оценить массу Kepler-167 e, авторы получили 13 замеров лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа HIRES. Масса планеты оказалась равной 1.01 ± 0.16 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты не превышает 0.29 (более точно определить нельзя ввиду малого количества замеров). Для сравнения, первооткрыватели оценили эксцентриситет Kepler-167 e в ~0.06 (тоже с большими погрешностями). С учетом эффективной температуры, равной 134 ± 4 К, Kepler-167 e оказывается близким аналогом Юпитера. Несколько меньший в сравнении с Юпитером размер планеты авторы объясняют большим содержанием тяжелых элементов в ее составе.
Проведя моделирование образования планет из протопланетных дисков различной протяженности и с разной массой пыли, авторы нашли, что архитектура, аналогичная архитектуре системы Kepler-167, реализуется у 10-20% FGK звезд.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2112.00747.pdf
16 декабря 2021
TOI-1842 b: воздушный субсатурн у F-звезды
Искать планеты у горячих ярких звезд спектральных классов A и F трудно и транзитным методом, и методом лучевых скоростей. С одной стороны, в спектре таких звезд почти нет четких узких линий, что сильно затрудняет точное измерение их лучевых скоростей. С другой стороны, большие размеры дисков AF-звезд делают транзиты планет мелкими. Все это привело к тому, что большинство экзопланет открыто у GKM-звезд, хотя AF-звезды тоже наверняка окружены богатыми и разнообразными планетными системами.
К счастью, природа оставила ученым лазейку. Когда AF-звезда сходит с главной последовательности, ее радиус увеличивается, температура фотосферы падает, и в спектре появляются многочисленные узкие линии. Это позволяет обнаруживать планеты у «бывших» AF-звезд – субгигантов и красных гигантов.
2 декабря 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у слегка проэволюционировавшей звезды TOI-1842. Планета была обнаружена TESS на 23 секторе, прошла процедуру валидации и была окончательно подтверждена методом лучевых скоростей.
Звезда TOI-1842 удалена от нас на 223.5 ± 2.2 пк. Ее масса оценивается в 1.46 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 2.02 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 5.5 ± 0.3 раза превышает солнечную. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в красный гигант, ее возраст составляет 2.5 ± 0.2 млрд. лет. TOI-1842 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза больше, чем в составе Солнца. В настоящее время ее спектральный класс – поздний F, но на главной последовательности она была звездой раннего F-класса (F0-F2).
TESS наблюдала TOI-1842 с 19 марта по 15 апреля 2019 года. На кривой блеска звезды прорисовались два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, разделенные интервалом 19.15 суток. Однако дальнейшие наблюдения – как наземные фотометрические, так и спектроскопические – позволили определить, что истинный орбитальный период транзитного кандидата составляет 9.5739 ± 0.0002 суток, а третий (промежуточный) транзит попал на момент сбоя космического телескопа и был пропущен.
Чтобы измерить массу кандидата, авторы получили 119 замеров лучевой скорости звезды на 0.7-метровом телескопе обсерватории Minerva-Australis, также было сделано несколько замеров на других спектрографах. Погрешность единичного замера составила 9-22 м/с – не слишком впечатляющая точность, но благодаря большому количеству измерений ее хватило. Масса планеты TOI-1842 b оказалась равной 0.214 ± 0.04 масс Юпитера, что при радиусе 1.04 ± 0.06 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.252 ± 0.091 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.1001 ± 0.0007 а.е. от своей звезды, но благодаря ее яркости нагрет до ~1210 К, температуры, типичной для горячих юпитеров.
Планета TOI-1842 b (показана звездой) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных горячих сатурнов с измеренной массой. Цветом показан логарифм уровня освещенности, цветовая панель расположена справа от графика. Пунктирной линией показан радиус 1.2 радиусов Юпитера, разделяющий «раздутые» и не раздутые планеты.Низкая средняя плотность и высокая температура приводят к огромной шкале высот в атмосфере планеты – 893 км (для сравнения, шкала высот в атмосфере Земли близка к 8 км, в атмосфере Юпитера – к 27 км). Отношение шкалы высот к радиусу планеты h/Rp достигает 1.2%, что вместе с яркостью родительской звезды делает TOI-1842 b прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2112.00198.pdf
11 декабря 2021
У близкого красного карлика GJ 367 обнаружен горячий супермеркурий на 7.8-часовой орбите
Красными карликами называют звезды с температурой фотосферы менее 4 тыс. К, чьи масса и радиус не превышают 0.6 масс и радиусов Солнца. Это самый распространенный тип звезд – их доля в окрестностях нашей планеты превышает 75%. По данным, полученным «Кеплером», на каждый красный карлик в среднем приходится 2.5 ± 0.2 планет с радиусами менее 4 радиусов Земли и периодами короче 100 суток. Из-за малых размеров дисков звезд этого типа транзиты планет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по дискам солнцеподобных звезд, а из-за малой массы звезд гравитационное влияние планет также оказывается заметнее. Все это делает близкие и оттого сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поисков рядом с ними небольших планет.
«Кеплер» наблюдал преимущественно солнцеподобные звезды, но среди целей TESS значительную долю занимают оранжевые и красные карлики. 3 декабря 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты у близкого красного карлика GJ 367. Планета была обнаружена TESS на 9 секторе и в дальнейшем подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.
GJ 367 (LHS 2182, TOI-731) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 9.410 ± 0.005 пк. Его масса оценивается в 0.454 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.457 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в 34.7 раза меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и медленному вращению, звезда обладает зрелым возрастом, который, однако, плохо определен (8.0 +3.8/-4.6 млрд. лет).
Кривая блеска GJ 367 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 0.32196 ± 0.00001 суток (7 часов 48 минут!) и глубиной 212 ± 42 ppm, соответствующей планете радиусом 0.718 ± 0.054 радиусов Земли. Чтобы правильно оценить размер планеты, исследователям пришлось учесть световое загрязнение ~9.5%, создаваемое фоновыми звездами, попавшими на тот же пиксель матрицы TESS. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0071 ± 0.0002 а.е. (~3.4 звездных радиусов), ее дневное полушарие нагрето до 1745 ± 43 К (в предположении нулевого альбедо).
Масса планеты GJ 367 b составляет 0.546 ± 0.078 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.1 ± 2.2 г/куб.см. Такая высокая средняя плотность говорит о том, что планета состоит преимущественно из железа – размеры ядра достигают 86 ± 5% размеров планеты. Этим GJ 367 b напоминает Меркурий, горячим аналогом которого она и является.
Планета GJ 367 b (показана звездой и подписана) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с радиусами менее 2 радиусов Земли и массами, измеренными с точностью лучше 30%. Для сравнения приведены также планеты земного типа Солнечной системы. Цветными пунктирными и точечными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Кружками показаны планеты, чьи массы определены методом лучевых скоростей, треугольниками – TTV-методом.Скорее всего, GJ 367 b уже утратила свою атмосферу, хотя, возможно, у нее сохранилась вторичная атмосфера из тяжелых газов. Планета будет прекрасной целью для JWST, который сможет изучать ее методами эмиссионной и трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2112/2112.01309.pdf
9 декабря 2021
Суперземля и мини-нептун у оранжевого карлика TOI-1238
Измерение массы транзитных планет позволяет определить их среднюю плотность, а значит – получить информацию о внутреннем составе. Особенно важно измерять массу и среднюю плотность небольших экзопланет – мини-нептунов и суперземель. Однако это непростая задача – легкие планеты вызывают колебания лучевой скорости своих родительских звезд с амплитудой, составляющей всего несколько метров в секунду. Для регистрации таких колебаний нужны высокоточные спектрографы, а кроме того, родительские звезды должны быть достаточно яркими.
«Кеплер» обнаружил свыше 4.5 тысяч транзитных планет, но большинство из них вращается вокруг тусклых звезд, поэтому до сих пор масса большинства планет «Кеплера» остается не измеренной. TESS, напротив, ведет фотометрию достаточно ярких звезд, допускающих высокоточное измерение лучевой скорости.
30 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы двух транзитных планет у позднего оранжевого карлика TOI-1238. Кроме того, авторы обнаружили дополнительный линейный дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в этой системе массивного тела на широкой орбите (планеты-гиганта или коричневого карлика).
TOI-1238 – звезда главной последовательности, чей спектральный класс плохо определен – разные авторы приводят значения от K7 V до M0 V. Ее масса оценивается в 0.59 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.58 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в ~12 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое больше, чем в составе Солнца. Судя по медленному вращению и низкой активности, TOI-1238 не слишком молода – ее возраст в любом случае превышает 0.8 млрд. лет. Система удалена от нас на 70.64 ± 0.06 пк.
TOI-1238 попала на 14, 15, 21 и 22 сектора TESS и наблюдалась в 2-минутной моде. Кривая блеска звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 0.7646 и 3.2947 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.21 ± 0.11 и 2.11 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, авторы получили 53 замера ее лучевой скорости с помощью спектрографа CARMENES. Знание орбитальных периодов обеих планет помогло определить их массы, хоть и с невысокой точностью.
Масса планеты b оказалась равной 3.76 +1.15/-1.08 масс Земли, что приводит к средней плотности 11.7 +4.2/-3.4 г/куб.см., говорящей о высокой доле железа в составе планеты. Масса планеты c составила 8.3 ± 1.9 масс Земли (средняя плотность 4.9 +2.5/-1.8 г/куб.см). Планеты вращаются вокруг своих звезд на среднем расстоянии 5.2 и 13.7 звездных радиусов, их эффективные температуры составляют 965-1300 К и 590-800 К для альбедо 0.65-0.
Планеты системы TOI-1238 (показаны красными звездами) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Синими точками показаны планеты звезд красных карликов, серыми точками – планеты FGK звезд. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Марс, Венера, Земля и Уран. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава от чисто водных до чисто железных. Красной пунктирной линией показано модельное соотношение масса-радиус для планет из холодной водородно-гелиевой смеси.Анализ динамической устойчивости этой системы показал, что эксцентриситеты орбит обеих планет не должны превышать 0.2, скорее всего, обе орбиты близки к круговым.
Внутренняя планета TOI-1238 b является железокаменной суперземлей, причем большая доля ее массы приходится на железное ядро. Почти наверняка она приливно захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан. Если эта планета и сохранила свою атмосферу, последняя должна состоять из тяжелых газов.
Средняя плотность второй планеты TOI-1238 c близка к средней плотности супер-Ганимеда – планеты, наполовину состоящей из скальных пород и наполовину из воды. В этом случае атмосфера может состоять из водяного пара с примесью других газов, но может также состоять преимущественно из водорода (в этом случае доля скальных пород в составе планеты будет выше, а доля воды меньше).
Природа внешнего не транзитного компаньона пока неизвестна. Это может быть планета-гигант, коричневый карлик или даже очень маломассивная звезда.
Планеты системы TOI-1238 на плоскости «Орбитальный период – радиус». Голубыми точками показаны планеты у звезд красных карликов, серыми точками – планеты FGK звезд. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Марс, Венера, Земля, Уран и Юпитер. Розовым прямоугольником показана область, в которой должен находиться не транзитный массивный компаньон. Бледно-сиреневым цветом показана область планет с ультракороткими периодами (меньше 1 суток).Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.14602.pdf
7 декабря 2021
Солнце в полнеба: сверхгорячий гигант TOI-2109 b
Некоторые планеты бывают горячее звезд. Как правило, эти планеты вращаются на малом расстоянии от ярких F-звезд, и их дневные температуры превышают температуру фотосфер красных карликов. К настоящему моменту наиболее раскаленными считаются горячие юпитеры KELT-9 b, WASP-12 b и WASP-33 b, температура дневного полушария планеты-рекордсмена KELT-9 b достигает 4600 ± 150 К! При такой температуре молекулярный водород диссоциирует на атомы, которые снова рекомбинируют на ночной стороне планеты. В целом, в атмосферной динамике сверхгорячих планет еще много неясного.
24 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная новому сверхгорячему гиганту TOI-2109 b. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Благодаря высокой температуре и массе планеты на кривой блеска звезды проявились не только транзиты, но и вторичные минимумы, а также слабые колебания общего блеска системы, вызванные сменой фаз планеты. Все это позволило получить богатую информацию о планете и ее родительской звезде.
TOI-2109 – звезда главной последовательности спектрального класса F, удаленная от нас на 262 ± 3.3 пк. Ее масса оценивается в 1.45 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.70 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 4.7 ± 0.3 раза превосходит солнечную. Возраст TOI-2109 определяется достаточно неуверенно – 1.8 +0.9/-0.7 млрд. лет.
При радиусе 1.35 ± 0.05 радиусов Юпитера масса планеты TOI-2109 b достигает 5.02 ± 0.75 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0179 ± 0.00065 а.е. (2.27 звездных радиусов!) и делает один оборот за 0.672474 земных суток (16 часов 8 минут). Температура дневного полушария планеты, измеренная по глубине вторичного минимума (731 ± 46 ppm), составляет 3631 ± 69 К. Температура ночного полушария неизвестна, но, во всяком случае, она ниже 2500 К.
Планета TOI-2109 b (отмечена красным цветом) на плоскости «Масса – радиус» (слева) и «Освещенность – радиус» (справа) на фоне других транзитных экзопланет-гигантов. Цветом показан логарифм силы тяжести на видимой поверхности планет, цветовая шкала расположена справа от графика.С помощью доплеровской томографии (измерения профиля линий звездного спектра во время транзита планеты) удалось определить наклонение орбиты TOI-2109 b к звездному экватору (точнее, проекцию этого угла на небесную сферу λ) – 1.7 ± 1.7°. В противоположность многим другим сверхгорячим юпитерам, находящимся на полярных и ретроградных орбитах, гигант TOI-2109 b расположен на орбите, мало наклоненной к звездному экватору.
Сравнительно большая масса планеты приводит к небольшому, но заметному искажению формы звезды приливными силами. Мощные приливные силы в этой системе должны приводить к уменьшению орбитального периода планеты и постепенному снижению ее орбиты, в конечном итоге планета упадет на звезду. Точное значение темпов уменьшения орбитального периода зависит от неизвестной величины добротности звезды Q и оценивается в 10-740 миллисекунд в год. Авторы надеются, что будущие наблюдения этой системы в рамках продленной миссии TESS (например, на 52 секторе с 18 мая по 13 июня 2022 года) позволят или зафиксировать уменьшение орбитального периода, или наложить на это изменение верхний предел.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.12074.pdf
30 ноября 2021
Двухпланетная система HD 137496: горячий супермеркурий и газовый гигант на широкой орбите
Космический телескоп им. Кеплера завершил свою работу более трех лет назад, но данные, полученные им, продолжают радовать нас новыми открытиями. Телескоп обнаружил более 2.4 тыс. подтвержденных транзитных планет в рамках основной миссии и около 0.5 тыс. – в рамках расширенной миссии K2. Важно, что в течение расширенной миссии «Кеплер» наблюдал более яркие звезды, для которых возможно измерить массы планет методом лучевых скоростей. Нередко в процессе измерения массы транзитных планет исследователи находят и дополнительные не транзитные планеты, расширяя наши представления об архитектуре экзопланетных систем.
18 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы транзитной планеты HD 137496 b и открытию у этой же звезды не транзитной планеты HD 137496 c. Транзитный кандидат у звезды HD 137496 был обнаружен «Кеплером» во время 15-й наблюдательной кампании K2 (наблюдения с 23 августа по 19 ноября 2017 года), после чего звезда получила альтернативное наименование K2-364. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (в частности, авторы обнаружили, что на один пиксель матрицы «Кеплера» вместе с HD 137496 попадают еще 2 звезды, но, поскольку они на 4 звездных величины слабее, их влияние незначительно). Чтобы измерить массу транзитной планеты HD 137496 b, авторы получили 142 замера лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа HARPS и 30 замеров с помощью спектрографа CORALIE. В результате им удалось не только измерить массу транзитной планеты, но и обнаружить не транзитную планету-гигант на широкой эксцентричной орбите.
HD 137496 (K2-364) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2, удаленная от нас на 156 ± 14 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.59 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.56 раза больше солнечной. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 8.3 ± 0.7 млрд. лет.
При радиусе 1.31 ± 0.06 радиусов Земли масса планеты HD 137496 b оценивается в 4.04 ± 0.55 масс Земли, что приводит к средней плотности 10.5 +2.1/-1.8 г/куб.см, говорящий о железокаменном составе. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0273 ± 0.0002 а.е. (3.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.62116 ± 0.00008 суток. Эффективная температура планеты достигает 2130 ± 30 К! По всей видимости, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Планета HD 137496 b (обведена красной окружностью) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает уровень их освещенности (цветовая шкала расположена справа от графика). Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Серым цветом закрашена запрещенная (не физичная) область планетных параметров. Для сравнения кружками показаны также Венера и Земля.В графике зависимости лучевой скорости звезды от времени доминирует другое колебание, вызванное не транзитной планетой HD 137496 c. Проективная, или минимальная масса (m sin i) этой планеты составляет 7.66 ± 0.11 масс Юпитера. HD 137496 c вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.216 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.477 ± 0.004, и делает один оборот за 480 ± 1 суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.636 а.е. в перицентре до 1.796 а.е. в апоцентре, усредненная эффективная температура оценивается в 370 ± 5 К (усредненный температурный режим Венеры).
Из-за сильнейшего нагрева планета b может быть окружена «минеральной» атмосферой кометной формы из паров горных пород. Будущие наблюдения методами трансмиссионной спектроскопии помогут определить ее состав и физические свойства.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.08764.pdf
20 ноября 2021
В системе HD 3167 две планеты находятся на взаимно перпендикулярных орбитах
Наклон орбиты планеты к оси вращения звезды является важным параметром планетной системы, характеризующим ее динамическую эволюцию. Как правило, протопланетный диск мало наклонен к звездному экватору, и в невозмущенной планетной системе планеты вращаются по круговым орбитам, мало наклоненным к экватору звезды и друг к другу. Однако то или иное возмущение (взаимодействие протопланетного диска с близкой звездой, планет-планетное рассеяние, взаимодействие с удаленным компаньоном по механизму Козаи-Лидова и др.) способно перевести планеты на резко наклоненные, полярные и даже ретроградные орбиты.
Измерение наклона орбит транзитных планет проводят путем измерения эффекта Росситера–Мак-Лафлина. Звезда вращается вокруг своей оси, и когда транзитная планета вступает на ее диск, она задерживает часть света, испущенного приближающимся к нам из-за осевого вращения или удаляющимся полушарием. Это приводит к характерному изменению усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Амплитуда эффекта Росситера–Мак-Лафлина пропорциональна квадрату радиуса планеты (т.е. площади черного кружка, вырезаемого планетой из звездного диска), поэтому чем меньше планета, тем труднее измерить наклонение ее орбиты. До недавнего времени удавалось измерить наклонение орбит преимущественно планет-гигантов (горячих юпитеров).
28 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонений орбит двух небольших транзитных планет у звезды HD 3167. Двухпланетная система HD 3167 была представлена в 2016 году, ее обнаружил «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2. Спустя год сразу два научных коллектива независимо друг от друга измерили массы обеих транзитных планет методом лучевых скоростей. Внутренняя планета b при радиусе 1.70 ± 0.18 радиусов Земли имеет массу 5.02 ± 0.38 масс Земли и орбитальный период 0.95966 суток (23 часа 2 минуты), а внешняя планета c – массу 9.8 ± 1.3 масс Земли, радиус 3.0 ± 0.4 радиусов Земли и орбитальный период 29.84645 суток.
Авторы исследования измерили эффект Росситера-Мак-Лафлина во время транзита планеты b с помощью спектрографа ESPRESSO, и во время транзита планеты c – с помощью спектрографа HARPS-N. Чтобы выявить слабое влияние на спектр звезды маленьких планет, они разработали и применили новый метод, который назвали RM effect Revolutions method (RMR). Для проверки надежности нового метода они сравнили результат, полученный с его помощью, с классическим измерением эффекта Росситера-Мак-Лафлина во время транзита более крупной планеты c.
В результате оказалось, что проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты b и осью вращения звезды λ составляет -6.6 +6.6/-7.9°, а аналогичная величина для планеты c – -108.9 ± 5.5°. Определив с помощью известного периода вращения звезды и видимой скорости вращения на экваторе наклон оси вращения к лучу зрения в 111.6 ± 3.3°, исследователи смогли вычислить и истинный (пространственный) угол наклона орбит для обеих планет ψ – 29.5 +7.2/-9.4° для планеты b и 107.7 ± 5° для планеты c. Взаимное наклонение орбит двух планет достигает 102.3 ± 8°!
Два возможных варианта ориентации орбит планет относительно звезды HD 3167. Черная стрелка показывает ось вращения звезды, темно-зеленая стрелка – вектор нормали к плоскости орбиты планеты b, оливковая стрелка – вектор нормали к плоскости орбиты планеты c. Сами возможные орбиты планет b и c показаны зелеными и желтыми линиями, соответственно, самые вероятные орбиты – темно-зеленой и темно-желтой линиями, соответственно, стрелки показывают направление движения планет. Черными кружками в одном масштабе со звездой показаны обе транзитные планеты.
Цвета звездного диска иллюстрируют лучевые скорости участков фотосферы, обусловленные вращением звезды вокруг своей оси. Левый (синий) край звезды приближается к нам, правый (красный) удаляется.
В системе HD 3167 есть и третья, не транзитная планета HD 3167 d с орбитальным периодом ~8.509 суток. Ее наклонение неизвестно, но анализ динамической устойчивости системы показал, что орбиты планет c и d наклонены друг к другу на 2.3-21°, т.е. планета d также находится на полярной орбите.
Теоретикам еще предстоит найти причину такой необычной архитектуры системы HD 3167.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.14214.pdf
18 ноября 2021
TOI-712: три мини-нептуна у молодого оранжевого карлика
Динамическая эволюция планетных систем происходит благодаря взаимодействию планет с протопланетным диском, с родительской звездой и друг с другом. Эти процессы еще не поняты в полной мере. Для изучения динамической эволюции необходимо наблюдать планетные системы точно определенного возраста, причем преимущественно молодые системы, поскольку многие процессы (в частности, взаимодействие с протопланетным диском) происходит лишь на самых ранних этапах существования планет. Однако наблюдения молодых планет затруднено из-за бурной активности и быстрого вращения их родительских звезд, затрудняющих как регистрацию транзитов, так и измерение лучевых скоростей, поэтому до недавнего времени исследователям были доступны только молодые планеты-гиганты.
5 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная многопланетной системе у молодой звезды TOI-712. Система включает в себя три мини-нептуна и горячую землеразмерную планету, остающуюся пока в статусе транзитного кандидата.
Звезда TOI-712 расположена недалеко от полюса эклиптики, поэтому TESS наблюдала ее на протяжении долгого времени – на 3-4, 6-7, 9-11, 13, 27, 29-34, 36-37 и 39 секторах. Сравнительная яркость звезды позволила снимать фотометрию каждые 2 минуты (а на 27 секторе – даже каждые 20 секунд). После некоторой путаницы (не сразу все транзитные события были правильно соотнесены) исследователи идентифицировали на кривой блеска транзитные сигналы трех экзопланет близких размеров, чья планетная природа была установлена статистически (т.е. они прошли валидацию).
TOI-712 – оранжевый карлик спектрального класса K4.5 V, удаленный от нас на 58.62 ± 0.11 пк. Его масса оценивается в 0.733 ± 0.026 солнечных масс, радиус – в 0.674 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость составляет 0.187 ± 0.006 солнечных светимостей. Сравнительно быстрое вращение и явная активность звезды говорит о ее молодости – авторы оценили возраст TOI-712 в 0.55-1.1 млрд. лет.
Вокруг звезды вращаются три мини-нептуна с радиусами 2.05 +0.12/-0.08, 2.70 ± 0.09 и 2.47 ± 0.09 радиусов Земли и орбитальными периодами 9.531, 51.699 и 84.840 земных суток, соответственно. Их эффективные температуры (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) составляют 650 ± 6 К, 370 ± 4 К и 314 ± 3 К. Внешняя планета имеет температурный режим, промежуточный между температурными режимами Земли и Венеры, что помещает ее вблизи внутреннего края обитаемой зоны. Если орбиты внешних планет близки к круговым (эксцентриситеты меньше 0.1 при погрешности, сравнимой с этой величиной), то эксцентриситет орбиты планеты b достигает 0.54 ± 0.26.
Также авторы обнаружили в данных слабый транзитный сигнал TOI-712.05 с периодом 4.3213 суток, достоверность которого пока недостаточна, чтобы признать его планетой. Если этот сигнал реален (а не обусловлен, к примеру, звездной активностью), то он соответствует планете с радиусом 0.8 ± 0.1 радиусов Земли. Для валидации этого сигнала необходимы дополнительные фотометрические наблюдения с помощью космических миссий – расширенной миссии TESS или ChEOPS.
Авторы провели анализ динамической устойчивости системы TOI-712, приписав трем планетам массы, наиболее вероятные при их радиусах (5.6, 8.7 и 7.5 масс Земли), и поместив в обитаемую зону гипотетическую планету с массой Земли. Орбиты планет моделировались на протяжении 10 млн. лет. Модель непринужденно объяснила высокий эксцентриситет планеты b гравитационными возмущениями со стороны планет c и d. Кроме того, авторы нашли, что в обитаемой зоне есть области, где положение гипотетической планеты с массой Земли полностью устойчиво.
Система TOI-712 выглядит плоской и населенной, что делает перспективным поиск дополнительных планет, расположенных как между планетами b и c, так и с внешней стороны планеты d. Также будущие наблюдения необходимы для подтверждения планетной природы самого внутреннего кандидата TOI-712.05.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.02416.pdf
16 ноября 2021
TOI-2257 b: мини-нептун на эксцентричной орбите, проходящей через обитаемую зону
Благодаря своим малым размерам и массам звезды красные карлики представляют собой отличную цель в поисках рядом с ними небольших планет. Было организовано несколько наблюдательных программ, посвященных поискам планет именно у красных карликов (MEarth, SPECULOOS, CARMENES и др.). Также транзитные кандидаты у красных карликов нередко обнаруживает миссия TESS. 3 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации (статистическому подтверждению) очень интересной планеты – мини-нептуна, вращающегося вокруг красного карлика по сравнительно широкой резко эксцентричной орбите.
Звезда TOI-2257 попала на 14, 20, 21 и 26 сектора TESS и наблюдалась (с перерывами) с 18 июля 2019 года по 4 июля 2020 года. На кривой блеска звезды были обнаружены два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, разделенные интервалом 175.9 дней. Поскольку периоды фотометрических наблюдений разделялись большими промежутками, кроме возможного орбитального периода 175.9 дней исследователи рассмотрели и его кратные значения в 88, 58.6, 44 и 35.2 суток. Глубина транзитов составила ~0.4%, что делало возможными и их наземную регистрацию при помощи телескопов метрового класса. Проведя дополнительные наблюдения, удалось уточнить орбитальный период кандидата и показать, что вероятность его не планетной природы не превышает 9·10-9.
TOI-2257 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 57.8 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.33 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.311 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в 83 раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет (вероятнее всего – около 8 млрд. лет).
Радиус планеты TOI-2257 b составляет 2.194 ± 0.11 радиусов Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.145 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.496 +0.216/-0.133, и делает один оборот за 35.18935 ± 0.00009 земных суток. Благодаря большому эксцентриситету расстояние между планетой и звездой меняется от 0.073 а.е. в перицентре до 0.217 а.е. в апоцентре, т.е. почти втрое, а температурный режим – от температурного режима Венеры до температурного режима главного пояса астероидов (усредненная эффективная температура в предположении нулевого альбедо – 256 +61/-17 К).
К сожалению, тусклость родительской звезды (+15.21 в видимых лучах) не позволяет измерить массу планеты методом лучевых скоростей. Исходя из эмпирических соотношений между массой и радиусом мини-нептунов, массу TOI-2257 b оценили в 5.7 +4.3/-2.3 масс Земли. Скорее всего, она окружена плотной протяженной атмосферой, в которой преобладает водород.
Ожидается, что планета TOI-2257 b станет прекрасной целью для JWST, чей запуск ожидается уже через месяц. Изучение атмосферы и климата эксцентричного мини-нептуна, чья орбита пересекает обитаемую зону, представляет большой интерес.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.01749.pdf
10 ноября 2021
Планета GJ 3470 b находится на полярной орбите
Одним из важных параметров, определяющих строение планетной системы, является угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды (он же наклонение плоскости орбиты к звездному экватору). Для планет Солнечной системы этот угол близок к 7°, т.е. планеты вращаются вокруг Солнца примерно в плоскости его экватора. Однако в других планетных системах бывает и по-другому – известны планеты, находящиеся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах.
3 ноября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения орбиты очень теплого нептуна GJ 3470 b, вращающегося вокруг сравнительно близкого красного карлика GJ 3470. Планета была представлена в 2012 году и с тех пор оказалась неплохо изучена. По последним данным, масса GJ 3470 b оценивается в 12.1 ± 0.7 масс Земли, радиус – в 3.9 ± 0.3 радиусов Земли, орбитальный период равен 3.33665 земных суток, эффективная температура – 615 К.
Чтобы измерить наклонение орбиты GJ 3470 b, авторы провели серию измерений лучевой скорости звезды во время двух транзитов планеты 2 и 12 января 2021 года с помощью спектрографа NEID, установленного на 3.5-метровом телескопе WIYN обсерватории Кит Пик. Средняя погрешность единичного замера составила 1.7 м/с и 4 м/с в первую и во вторую ночь, соответственно. Измерив эффект Мак-Лафлина, исследователи определили, что проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ равна 101 +29/-14°.
Чтобы перейти от проекции к истинному (пространственному) углу ψ, авторы оценили наклон оси вращения звезды к лучу зрения в 51 +25/-21°, сравнив наблюдаемую скорость вращения на экваторе с истинной, вычисленной по измеренному периоду вращения звезды и ее радиусу. В итоге истинный угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды оказался равным 97 +16/-11°, т.е. GJ 3470 b находится на полярной орбите!
Планета GJ 3470 b (подписана) на плоскости «Эффективная температура звезды – наклонение орбиты планеты». Синими кружками показаны нептуны на круговых орбитах, красными – нептуны на эксцентричных орбитах (e > 0.1), серыми – планеты всех прочих типов. «Нептунами» авторы посчитали планеты с массами от 10 до 50 масс Земли или с радиусами от 1.5 до 6 радиусов Земли. Справа от графика приведены диаграммы движения транзитной планеты по диску вращающейся звезды на полярной орбите (верхняя картинка) и орбите, мало наклоненной к звездному экватору (нижняя картинка).Планеты и звезды образуются в рамках единого процесса коллапса газопылевого облака, имеющего определенный угловой момент, поэтому при формировании планет их орбиты близки к круговым и мало наклонены к звездному экватору. Однако в дальнейшем те или иные возмущения могут привести к значительному росту эксцентриситетов и наклонений. Так, если у звезды есть массивный компаньон (другая звезда, коричневый карлик или тяжелая планета-гигант) на резко наклоненной орбите, его гравитационное влияние по механизму Козаи-Лидова может «раскачать» орбиты близких к звезде планет, сообщив им значительные эксцентриситет и/или наклонение.
Звезда GJ 3470 считается одиночной, однако измерение ее лучевой скорости на протяжении 12.9 лет показало наличие долговременного линейного дрейфа 0.24 ± 0.11 см/сек в сутки, говорящего о наличии в этой системе массивного тела на широкой орбите. Природа этого тела пока не ясна. Авторы надеются, что необходимые данные получит астрометрическая миссия «Гайя» и/или инфракрасный спектрометр MIRI, установленный на JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2111.01295.pdf
9 ноября 2021
Две землеразмерные планеты у красного карлика LHS 1678 (TOI-696)
Небольшие планеты с радиусами менее 4 радиусов Земли чаще всего встречаются у красных карликов, составляющих большинство звезд Галактики. По данным «Кеплера», в среднем на каждый красный карлик приходится не менее 3 планет с орбитальными периодами короче 200 суток. Близкие и сравнительно яркие красные карлики являются привлекательной целью в поисках рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей.
26 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная валидации двух транзитных планет у близкого красного карлика LHS 1678. Планеты были обнаружены TESS. Авторы последовательно исключили астрофизические явления, способные имитировать транзитные сигналы, и наложили на массы планет достаточно жесткие верхние пределы. Кроме того, получены свидетельства наличия в этой системе еще как минимум двух тел.
LHS 1678 (LTT 2022, TOI-696) – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 19.89 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.345 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.33 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 69 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2-5 раз меньше, чем в составе Солнца (разные авторы приводят разные значения). Возраст LHS 1678 определен плохо, но, судя по медленному вращению, низкому уровню активности и возможной принадлежности толстому диску Галактики эта звезда достаточно древняя – во всяком случае, старше большинства звезд в окрестностях Солнца.
LHS 1678 попала на 4 и 5 сектора TESS (наблюдения велись с 19 октября по 11 декабря 2018 года). В дальнейшем TESS наблюдала эту звезду и на 31 и 32 секторах, но авторы опираются в своем анализе преимущественно на старые данные. Кривая блеска звезды демонстрировала два транзитных сигнала с периодами 0.860 и 3.694 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 0.696 ± 0.044 и 0.982 ± 0.064 радиусов Земли.
Чтобы измерить массы планет, авторы получили 41 замер лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Поскольку в видимых лучах звезда не слишком яркая (+12.48), погрешность единичного замера составила в среднем 2 м/с. Массы планет измерить не удалось, но авторы наложили на них верхние пределы в 0.35 и 1.4 масс Земли. Обе верхних предела допускают железокаменный состав транзитных планет.
Изучая кривую блеска LHS 1678 на 31 и 32 секторах, авторы обнаружили третий транзитный кандидат с периодом 4.965 суток и радиусом 0.91 ± 0.08 радиусов Земли. Достоверность сигнала повысилась при учете фотометрии 4 и 5 сектора (первоначально из-за слабости сигнала автоматические алгоритмы его не выявили). Однако исследователи пока не успели провести наземные наблюдения этого сигнала и оставили объект TOI-696.03 в статусе транзитного кандидата. Почти наверняка это тоже планета, поскольку объект близок к резонансу 3:4 с планетой LHS 1678 c.
В свою очередь, лучевая скорость звезды демонстрирует колебание с периодом 41.7 суток, природа которого пока не ясна. Авторы рассматривают две гипотезы – проявление звездной активности и наличие планеты на орбите с эксцентриситетом 0.2-0.6. Чтобы подтвердить или опровергнуть планетную природу 41.7-суточного сигнала, необходимы дальнейшие кропотливые измерения лучевой скорости звезды.
Но и это еще не все! Точные измерения положения звезды LHS 1678 на небесной сфере показывают колебание с периодом ~42 лет, которое может быть вызвано гравитационным влиянием планеты-гиганта или коричневого карлика на широкой орбите с большой полуосью ~5 а.е. Поскольку полное время наблюдений не охватило и одного оборота этого объекта, его параметры определены пока очень плохо. Авторы уверены только, что это не маломассивная звезда, поскольку в этом случае ее заметили бы на снимках высокого разрешения.
Система LHS 1678 выглядит населенной и плоской, и две представленные в статье землеразмерные планеты – лишь верхушка айсберга. Скорее всего, планет там гораздо больше, и транзитных, и не транзитных. Дальнейшие наблюдения, в том числе вариаций времени наступления транзитов, помогут оценить массы уже известных планет и, возможно, обнаружить новые. Также интересные данные о долгопериодическом массивном кандидате может предоставить астрометрическая миссия «Гайя».
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.12079.pdf
4 ноября 2021
TOI-2285 b: суперземля почти в обитаемой зоне
Большинство планет, обнаруженных «Кеплером», относятся к суб-нептунам – планетам с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна. При этом распределение по радиусам «горячих планет» (т.е. с инсоляцией, в 10 и более раз превосходящей инсоляцию на орбите Земли) имеет характерный двугорбый вид с глубоким минимумом в области радиусов 1.6-2.0 радиусов Земли. Этот минимум, получивший название зазора Фултона, маркирует границу между суперземлями – планетами, утратившими свои первичные водородно-гелиевые атмосферы – и мини-нептунами, сохранившими их.
Вместе с тем пока не ясно, продолжается ли зазор Фултона в область более прохладных планет. Чтобы разобраться с этим вопросом, необходимо измерять массы транзитных суб-нептунов, находящихся на достаточно широких орбитах. К сожалению, вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, также уменьшается и полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды, вызванных гравитационным влиянием планеты. Все это делает определение физической природы суб-нептунов, находящихся на достаточно широких орбитах, очень непростой задачей.
20 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию суб-нептуна TOI-2285 b – небольшой транзитной планеты, вращающейся вокруг своей звезды по эллиптической орбите, частично пролегающей через обитаемую зону. Планета была обнаружена TESS и затем прошла процедуру валидации. Авторы попытались определить ее массу методом лучевых скоростей, но получили только верхний предел в 19.5 масс Земли. Тем не менее, вероятность ложного открытия (т.е. не планетной природы TOI-2285 b) не превышает 4·10-4. В дальнейшем планета будет прекрасной целью для инфракрасных телескопов (особенно JWST и Ariel), которые смогут изучить свойства ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
TOI-2285 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 42.41 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.454 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.464 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно в 35 раз меньше солнечной. Судя по низкому уровню активности и отсутствию фотометрической переменности, звезда отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет.
TESS наблюдала TOI-2285 на 16, 17 и 24 секторах. На кривой блеска звезды было обнаружено три транзитных события, в дальнейшем 2 транзита пронаблюдали на наземных инструментах. Глубина транзита соответствовала планете радиусом 1.74 ± 0.08 радиусов Земли с орбитальным периодом 27.27 суток. Эксцентриситет орбиты планеты оказался заметно отличным от нуля – 0.3 ± 0.1.
Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 11 замеров лучевой скорости TOI-2285 с помощью инфракрасного спектрографа IRD, установленного на телескопе Субару. Погрешность единичного измерения составила 3-4 м/с. К сожалению, для измерения массы планеты этого оказалось недостаточно, и авторы смогли получить только верхний предел в 19.5 масс Земли.
Измеренный радиус планеты не позволяет определить ее физическую природу. TOI-2285 b может быть железокаменной суперземлей, и тогда ее масса составит ~8 масс Земли, а может быть мини-нептуном с протяженной водородной атмосферой, и тогда ее масса может опускаться до ~2 масс Земли. Средняя освещенность TOI-2285 b в 1.54 ± 0.14 раза превышает освещенность на орбите Земли, что выводит эту планету за пределы обитаемой зоны, однако в широкой области пространства параметров под плотной водородной атмосферой планеты может быть горячий жидкий водный океан.
Если масса планеты равна 8 массам Земли, она должна наводить на свою звезду колебания с полуамплитудой ~3 м/с, что вполне доступно лучшим современным спектрографам. Дальнейшее накопление измерений лучевой скорости звезды позволит или измерить массу планеты, или существенно ужесточить ее верхний предел.
Планета TOI-2285 b (сверху показана звездой, снизу подписана) на плоскости «Инсоляция – радиус планеты». Зеленая пунктирная линия маркирует положение зазора Фултона. Нижний график более подробно показывает часть верхнего графика, очерченную серой рамкой. Цветом отражена яркость родительской звезды в полосе K.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.10215.pdf
3 ноября 2021
TOI-1296 b и TOI-1298 b: два горячих сатурна разной плотности
Горячие гиганты – планеты, которые обнаруживать легче всего. Проходя по дискам своих звезд, они уменьшают их видимую яркость на 0.5-2%, что легко фиксируется не только космическими телескопами, но и наземными инструментами небольшой апертуры. Вращаясь вместе со звездой вокруг общего центра масс, горячие гиганты приводят к колебаниям лучевой скорости звезды с полуамплитудой в десятки и сотни метров в секунду, которые доступны и спектрографам средней точности. Несмотря на сравнительно низкую распространенность – один горячий юпитер встречается в среднем лишь у одной из 200 FGK звезд – за прошедшие четверть века было открыто около пяти сотен горячих юпитеров, из которых у 440 измерена и масса, и радиус, а значит – и средняя плотность.
Горячие гиганты отнюдь не представляют собой однородную группу объектов, они сильно различаются и по массам, и по размерам, и по химическому составу, и по альбедо. Хорошим примером таких различий стала пара двух легких горячих гигантов, представленных 21 сентября 2021 года в статье, опубликованной в Архиве электронных препринтов. Планеты имеют близкие массы и эффективные температуры, но очень разные радиусы, что приводит к почти 4-кратной разнице в средней плотности. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE.
Звезда TOI-1296 удалена от нас на 313.7 ± 1.2 пк. Ее масса оценивается в 1.17 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 1.664 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 2.46 ± 0.09 раз превышает солнечную. Звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 6.9 ± 0.7 млрд. лет. При этом TOI-1296 отличается резко повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца.
При радиусе 1.23 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-1296 b составляет 0.30 ± 0.04 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.198 ± 0.031 г/куб.см. Этот рыхлый горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.050 ± 0.003 а.е. (~6.44 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.944 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1562 ± 43 К.
TOI-1298 – звезда главной последовательности спектрального класса G0, удаленная от нас на 319 ± 2 пк. Содержание тяжелых элементов в ее составе еще выше, чем в составе TOI-1296, и втрое(!) превышает солнечное. Масса звезды оценивается в 1.44 ± 0.10 солнечных масс, радиус – 1.41 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 2.16 ± 0.08 солнечных светимостей. В отличие от TOI-1296, звезда достаточно молода – ее возраст 1.6 ± 0.9 млрд. лет.
Масса планеты TOI-1298 b составляет 0.356 ± 0.032 масс Юпитера, но она гораздо компактнее TOI-1296 b – ее радиус оценивается в 0.84 ± 0.02 радиусов Юпитера (средняя плотность 0.743 ± 0.09 г/куб.см). Планета вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.059 ± 0.002 а.е. (~9.0 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.537 суток, ее эффективная температура – 1388 ± 24 К.
TOI-1296 b и TOI-1298 b (показаны красными шестиугольниками) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных планет-гигантов с известными радиусами.Сравнительно высокая средняя плотность планеты TOI-1298 b говорит о ее обогащенности тяжелыми элементами, доля которых может доходить до 40% полной массы планеты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.09252.pdf
1 ноября 2021
Два мини-нептуна близнеца у солнцеподобной звезды HD 63935 (TOI-509)
Данные «Кеплера» показали, что большинство экзопланет имеют радиусы, промежуточные между радиусами Земли и Нептуна. Распределение планет по радиусам в этом диапазоне имеет характерный двугорбый вид – между железокаменными суперземлями с радиусами 1-1.6 радиусов Земли и мини-нептунами с радиусами 2-3 радиуса Земли лежит глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Мини-нептуны отличаются от суперземель наличием протяженной водородно-гелиевой атмосферы, чья масса достигает нескольких процентов от полной массы планеты.
Еще одно любопытное наблюдение получило название “peas in a pod” (горошины в стручке). Как оказалось, в многопланетных системах соседние планеты, как правило, имеют близкие радиусы и нередко близкие массы. Прекрасным примером такой системы стала система HD 63935, где у солнцеподобной звезды были открыты два мини-нептуна с почти равными радиусами и массами.
Звезда HD 63935 попала на 7 и 34 сектора TESS. На кривой блеска, полученной на 7 секторе, были обнаружены два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, разделенные интервалом ~18.1 суток. После этого звезда получила альтернативное наименование TOI-509, а транзитный кандидат стал называться TOI-509.01. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, включающую наземные наблюдения транзитов и съемку окрестностей звезды с высоким угловым разрешением.
Чтобы измерить массу кандидата, исследователи получили 11 замеров лучевой скорости HD 63935 на спектрографе HARPS-N, 51 замер на спектрографе HIRES и 100 замеров на спектрографе Levy, установленном на APF. 18.1-суточного колебания на периодограмме не оказалось, зато выделился отчетливый пик с периодом 9.06 суток, явно вызванный транзитной планетой. Как показал дальнейший анализ, промежуточный транзит этой планеты по несчастливому стечению обстоятельств попал в короткий интервал продолжительностью менее 2 суток, когда TESS на 7 секторе не принимала фотометрические данные.
Помимо 9.06-суточного колебания лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 21.4 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано гравитационным влиянием второй планеты. И на 34 секторе в ожидаемое время были зафиксированы два ее транзита! На 7 секторе транзит второй планеты также попал в зазор между фотометрическими наблюдениями и был пропущен.
HD 63935 (TOI-509) – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 48.8 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.96 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – в 0.798 ± 0.002 солнечных светимостей. Низкий уровень активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте в 6.8 ± 1.9 млрд. лет. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды близко к солнечному.
Обе планеты вращаются вокруг своей звезды по круговым орбитам. Масса планеты b оценивается в 10.8 ± 1.8 масс Земли, радиус – в 2.99 ± 0.14 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 2.2 ± 0.5 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Масса планеты c составляет 11.1 ± 2.4 масс Земли, радиус – 2.90 ± 0.13 радиусов Земли, ее средняя плотность – 2.5 ± 0.6 г/куб.см. Планеты так похожи, что авторы исследования называли их планетами-близнецами. Эффективные температуры HD 63935 b и HD 63935 c оцениваются в 911 ± 27 К и 684 ± 21 К.
Сравнение параметров планет b и c с моделями мини-нептунов показывает, что доля водородной атмосферы составляет 3.6 ± 0.8% полной массы планеты для HD 63935 b и 3.4 ± 0.9% для HD 63935 c.
Планеты системы HD 63935 (показаны звездами с черной обводкой) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.После вычитания из данных о лучевой скорости HD 63935 сигналов обеих планет на периодограмме остаются два заметных пика с периодами 58.7 и 101.7 суток. Если они вызываются планетами, то их проективные массы составят 16.8 ± 2.7 и 20 ± 4 масс Земли. Однако авторы отмечают, что достоверность этих сигналов пока не достигает уровня, достаточного для признания их планетами. Природу 59- и 102-суточных колебаний должны определить дальнейшие наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.06885.pdf
29 октября 2021
Два эксцентричных субнептуна у звезды HIP 97166 (TOI-1255)
Солнечная система относится к сравнительно динамически холодным системам – планеты вращаются вокруг Солнца по орбитам с низким эксцентриситетом (в среднем 0.06) и малым взаимным наклонением. При этом примерно у 25% экзопланет-гигантов, открытых методом лучевых скоростей и находящихся далее 1 а.е. от своих звезд, эксцентриситеты орбит превышают 0.4. Это означает, что значительная доля планетных систем претерпела то или иное возмущение и является динамически горячей.
Планеты с массами меньше 100 масс Земли, как правило, находятся на менее эксцентричных орбитах, чем массивные планеты-гиганты. Однако «взболтанные» системы из легких планет тоже встречаются. Одна из таких систем была представлена 13 октября 2021 года статьей в Архиве электронных препринтов. Система включает в себя транзитный субнептун на эксцентричной орбите и не транзитный субнептун. Планеты близки к орбитальному резонансу 5:3.
HIP 97166 (TOI-1255) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на ~66 пк. Его масса оценивается в 0.90 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – в 0.45 солнечной светимости. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их почти вдвое больше, чем в составе Солнца.
HIP 97166 попала на 14-17 и 19-26 сектора TESS, ее наблюдения продлились (с перерывом) с 18 июля 2019 года по 9 июня 2020 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 10.28891 ± 0.00004 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.74 ± 0.13 радиусов Земли. После этого звезда получила альтернативное наименование TOI-1255. Слишком короткая относительно ожидаемой продолжительность транзита говорила о возможном высоком эксцентриситете орбиты планеты, который по форме транзитной кривой оценили в 0.68 ± 0.18.
Продолжительность транзита для планеты на круговой орбите (слева, транзит показан синей линией) и планеты на резко эксцентричной орбите (e = 0.7) в зависимости от значения аргумента перицентра (в центре, транзит показан оранжевой линией, и справа, транзит показан зеленой линией). Треугольниками показано направление луча зрения.
Если планета проходит по диску своей звезды вблизи перицентра, по 2-му закону Кеплера ее скорость выше, а продолжительность транзита меньше, чем у планеты с тем же периодом, но находящейся на круговой орбите. Напротив, если она проходит по диску звезды, будучи в апоцентре, продолжительность транзита больше, чем у планеты на круговой орбите.
Однако продолжительность транзита может быть малой и при малом эксцентриситете, но большом прицельном параметре (в этом случае планета проходит по диску звезды не через центр, а вблизи его края). Если кривая блеска звезды позволяет с хорошей точностью очертить транзитную кривую, в том числе области, соответствующие заходу планеты на звездный диск и сходу с него, эти случаи можно различить. Однако часто низкое качество кривой блеска не позволяет это сделать.
Чтобы уточнить эксцентриситет орбиты транзитного кандидата и измерить его массу, авторы статьи получили 44 замера лучевой скорости HIP 97166 с помощью спектрографа HIRES.
Масса планеты HIP 97166 b оказалась равной 20.0 ± 1.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.3 ± 0.9 г/куб.см. Это один из самых плотных субнептунов, известных на данный момент. Эксцентриситет орбиты этой планеты, измеренный по форме зависимости лучевой скорости звезды от времени, оценили в 0.26 ± 0.07. Как оказалось, малая продолжительность транзита действительно объяснялась преимущественно большим прицельным параметром (~0.84).
Планета HIP 97166 b (показана зеленым кружком) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих их воды, землеподобных и состоящих из железа. Голубыми штрихпунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для железокаменных планет, окруженных водородной атмосферой разной массы (0.1%, 0.3%, 1%, 2% полной массы планеты) с температурой 700 К. Но и это еще не все! Кроме колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 16.84 ± 0.22 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает еще одна планета с проективной массой 9.9 ± 1.8 масс Земли – скорее всего, тоже субнептун.
Анализ динамической устойчивости этой двухпланетной системы показал, что при номинальном значении эксцентриситета орбиты планеты b система оказывается неустойчивой – при моделировании 67% таких систем распадалось уже в течение 104 лет! Таким образом, с учетом необходимости долговременной устойчивости системы эксцентриситет орбиты HIP 97166 b составляет всего 0.16 ± 0.03, а эксцентриситет орбиты HIP 97166 c не превышает 0.25 (а, вероятнее всего, находится в интервале 0.04-0.10). Эффективные температуры внутренней и внешней планет оцениваются в 757 ± 25 и 642 ± 22 К.
Авторы полагают, что, с учетом заметного эксцентриситета орбиты субнептуна HIP 97166 b и его высокой средней плотности эта планета образовалась в результате слияния двух мини-нептунов с массами около 10 масс Земли. Сейчас масса водородной атмосферы составляет всего 1.4 ± 0.4%, что необычно мало для планеты такой массы и эффективной температуры.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.05628.pdf
27 октября 2021
С помощью астрометрии измерены истинные массы шести RV-планет
Метод измерения лучевых скоростей – один из старейших и продуктивных методов поиска экзопланет. Однако у него есть важный недостаток – он позволяет определить не истинную массу экзопланеты, а только проективную, или минимальную массу, т.е. произведение m sin i, где i – наклонение нормали к плоскости орбиты планеты к лучу зрения. Как правило, это наклонение неизвестно. В неудачном случае, если орбита экзопланеты ориентирована к нам плашмя, истинная масса может в несколько (а то и несколько десятков) раз превышать проективную.
Если планета регулярно проходит по диску своей звезды, наклонение орбиты можно определить по форме транзитной кривой. Но вероятность транзитной конфигурации мала, большинство экзопланет не являются транзитными.Оценить истинную массу планет помогает высокоточная астрометрия, т.е. измерение положения звезды на небесной сфере. Когда звезда и планета движутся по кеплеровской орбите вокруг общего центра масс, меняется не только лучевая скорость звезды (проекция полной скорости на луч зрения), но и ее координаты на небесной сфере, и траектория звезды из прямой становится волнообразной. Измерив амплитуду таких отклонений, можно определить массу планеты или хотя бы наложить на нее верхний предел.
Это и было сделано в работе, опубликованной в Архиве электронных препринтов 5 октября 2021 года. Изучив астрометрические данные, полученные «Гайей», группа американских астрономов определила наклонения орбит и истинные массы девяти объектов, обнаруженных ранее методом лучевых скоростей. Шесть из них оказались планетами, два – коричневыми карликами, еще один – промежуточным объектом, природа которого остается неясной.
Таблица. Проективные и истинные массы планет
Все представленные планеты являются долгопериодическими массивными планетами-гигантами на эксцентричных орбитах.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.10422.pdf
22 октября 2021
Измерены массы двух плотных мини-нептунов и одной суперземли у двух оранжевых карликов
Измерение массы транзитных экзопланет позволяет определять их среднюю плотность, а значит – и физическую природу. Как оказалось, физическая природа внесолнечных миров отличается огромным разнообразием. Между массой и радиусом планет нет жесткого соответствия – планеты одного радиуса могут отличаться по массе в несколько (а иногда и в несколько десятков) раз, а планеты одной массы – иметь очень разные радиусы.
Особый интерес вызывают планеты с массами и радиусами, промежуточными между массой и радиусом Земли (самой большой планетой земного типа) и Урана (самым легким ледяным гигантом). В Солнечной системе таких «промежуточных» планет нет, хотя по данным, полученным «Кеплером», они чрезвычайно распространены. Часть планет этого размерного класса могут оказаться железокаменными суперземлями, массивными аналогами Меркурия и Венеры, часть напоминать по своему составу Уран и Нептун, а часть представлять собой горячие аналоги Ганимеда – крупнейшего спутника Юпитера, наполовину состоящего из горных пород и наполовину из воды.
13 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс трех небольших планет у звезд K2-182 и K2-199. Транзитные кандидаты были обнаружены «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2, их массы измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.
K2-182 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 155.5 ± 1.3 пк. Его масса оценивается в 0.865 ± 0.018 солнечных масс, радиус – в 0.793 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость – в 0.391 ± 0.014 солнечных светимостей. Содержание тяжелых элементов незначительно превышает солнечное, возраст звезды составляет 2.07 +2.14/-1.36 млрд. лет.
При радиусе 2.69 ± 0.07 радиусов Земли масса планеты K2-182 b достигает 20 ± 5 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ± 1.4 г/куб.см. Это один из самых плотных мини-нептунов, известных на данный момент. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0526 ± 0.0003 а.е. (~14.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.73697 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 969 ± 20 К.
K2-199 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, он несколько меньше и холоднее K2-182 и удален от нас на 107.85 ± 0.6 пк. Масса звезды составляет 0.711 ± 0.024 солнечных масс, радиус – 0.682 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость примерно в 5.4 раза меньше солнечной. Возраст K2-199 определен очень плохо – как 5.04 +6.12/-3.59 млрд. лет.
Внутренняя планета K2-199 b при радиусе 1.72 ± 0.05 радиусов Земли имеет массу 6.9 ± 1.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.2 ± 2.1 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0382 ± 0.0004 а.е. (~12.1 звездных радиусов), ее орбитальный период 3.2254 земных суток. Эффективная температура K2-199 b составляет 913 ± 23 К.
У внешней планеты K2-199 c при радиусе 2.85 ± 0.10 радиусов Земли масса оценивается в 12.4 ± 2.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.9 ± 0.7 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг звезды на расстоянии 0.0662 ± 0.0007 а.е. (~21 звездный радиус) и делает один оборот за 7.37449 земных суток. Эффективная температура K2-199 c равна 694 ± 17 К.
Планеты K2-182 b, K2-199 b и K2-199 c (показаны оранжевыми звездами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами. Цветными линиями отражены модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цветом показаны эффективные температуры планет, шкала расположена справа.Средняя плотность планеты K2-182 b не позволяет однозначно определить ее химический состав. Хотя планета лежит на линии супер-Ганимедов (планет, наполовину состоящих из горных пород и наполовину из воды), возможно, что она представляет собой сухое железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 0.2-0.3% полной массы планеты. Конечно, возможны и любые промежуточные варианты.
Доля воды в составе суперземли K2-199 b может достигать 14 +25/-11%. Как и в случае K2-182 b, из-за высокой температуры планет вода будет присутствовать в виде водяного пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов. Если в атмосфере планеты присутствует водород, то его доля составит не более 0.07% полной массы планеты.
Наконец, K2-199 c находится на диаграмме масса-радиус выше планет из воды. Это означает, что она окружена водородно-гелиевой оболочкой массой 2.9 ± 0.6% полной массы планеты.
K2-182 b пополнила собой короткий список сверхплотных мини-нептунов (планет, которые при массе свыше 20 масс Земли имеют радиусы менее 3 радиусов Земли). Авторы отмечают, что образование таких планет путем фотоиспарения водородных атмосфер объяснить очень трудно, и привлекают гипотезу катастрофических столкновений, в которых изначальные водородные атмосферы сталкивающихся планет в значительной степени рассеиваются, а их ледяные ядра сливаются.
Дальнейший мониторинг лучевых скоростей родительских звезд позволит уточнить массы планет, а значит – и их физическую природу.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.05502.pdf
16 октября 2021
Редкий случай: планета-гигант у красного карлика TOI-530
Красные карлики – самые распространенные звезды в Галактике, на их долю приходится более 70% звездного населения. В среднем на каждый красный карлик приходится не менее 2.4 планет с периодами короче 200 суток. Большинство среди этих планет являются суперземлями и мини-нептунами, планеты-гиганты у красных карликов встречаются крайне редко. К настоящему моменту открыто только 5 планет-гигантов, проходящих по дискам звезд красных карликов – это Kepler-45 b, HATS-6 b, NGTS-1 b, HATS-71 b и TOI-1899 b.
11 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у красного карлика TOI-530. Родительская звезда попала на 6 сектор TESS, также она наблюдалась на 33 секторе в рамках расширенной миссии. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou, установленного на Франко-Канадско-Гавайском телескопе (CFHT). Из-за тусклости родительской звезды погрешность единичного измерения лучевой скорости составила 12-30 м/с, что объясняет низкую точность измерения массы планеты.
TOI-530 – красный карлик спектрального класса M0.5 V, удаленный от нас на 147.7 ± 0.6 пк. Его масса оценивается в 0.53 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.049 ± 0.005 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза больше, чем в составе Солнца.
При радиусе 0.83 ± 0.06 радиусов Юпитера масса планеты TOI-530 b составляет 0.4 ± 0.1 масс Юпитера – перед нами теплый аналог Сатурна. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.052 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 6.3876 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 565 ± 30 К.
Авторы отмечают, что все транзитные гиганты с измеренной массой, вращающиеся вокруг красных карликов, принадлежат звездам с высокой металличностью ([Fe/H] > 0.2). Этим они подтверждают тенденцию, подмеченную для солнцеподобных звезд – чем выше металличность звезды, тем больше вероятность обнаружить рядом с ней планету-гигант.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.04220.pdf
13 октября 2021
TOI-4138 b: горячий гигант с очень низкой средней плотностью
После схода с главной последовательности звезда начинает расширяться и увеличивать свою светимость, превращаясь сначала в субгигант, а затем и в красный гигант. Судьба планет, вращающихся вокруг эволюционирующих звезд, также меняется. Поскольку светимость звезды растет, степень нагрева планет увеличивается, а наиболее близкие к звезде планеты поглощаются ею. Изучение планет у звезд-субгигантов позволяет заглянуть в будущее Солнечной системы.
4 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого горячего юпитера TOI-4138 b, вращающегося вокруг звезды-субгиганта TYC 4417-1588-1. Планета сильно раздута и отличается низкой средней плотностью.
Звезда TYC 4417-1588-1, получившая в дальнейшем наименование TOI-4138, попала на семь секторов TESS (14-16, 20-22 и 26). Кривая блеска звезды продемонстрировала хорошо заметный транзитный сигнал с периодом 3.66 суток, соответствующий планете-гиганту, всего было зафиксировано 47 транзитов. Подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.
TOI-4138 удалена от нас на 498 ± 13 пк. Ее масса оценивается в 1.32 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.82 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 4.1 ± 0.2 раза превосходит солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и быстро эволюционирует в сторону превращения в красный гигант. Возраст системы составляет 3.5 ± 0.3 млрд. лет.
При массе 0.67 ± 0.03 масс Юпитера радиус планеты TOI-4138 b достигает 1.49 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.02 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.051 ± 0.002 а.е. (~6.05 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.03 ± 0.02, ее эффективная температура достигает 1762 ± 21 К.
Планета TOI-4138 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «масса – средняя плотность» (справа) среди других транзитных экзопланет с массой больше 0.5 масс Юпитера.Авторы статьи полагают, что «раздутость» планеты вызвана ее быстрым нагревом при увеличении светимости родительской звезды после ее схода с главной последовательности.
Шкала высот в атмосфере TOI-4138 b приближается к 1000 км, что делает эту рыхлую «воздушную» планету удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.00489.pdf
6 октября 2021
TOI-1201 b: транзитный мини-нептун у молодого красного карлика
Согласно данным, полученным «Кеплером», на каждый красный карлик в среднем приходится не менее 2.5 планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли и периодом менее 200 суток. Распределение небольших планет по радиусам имеет характерный двугорбый вид: суперземли с радиусами 1-1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами 2-3 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона. Наличие зазора Фултона объясняют фотоиспарением первичных водородных атмосфер небольших планет, происходящим под действием мощного ультрафиолетового и корпускулярного излучения молодых родительских звезд. Однако детальной картины процессов утраты первичных атмосфер пока нет, поэтому необходимо изучать молодые планеты известного возраста, чьи радиусы близки к зазору Фултона или попадают в него.
22 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна TOI-1201 b, вращающегося вокруг звезды возрастом 600-800 млн. лет. Транзитный кандидат был обнаружен TESS на 4 секторе (наблюдения с 18 октября по 15 ноября 2018 года), в дальнейшем он наблюдался на 31 секторе (с 21 октября по 19 ноября 2020 года). Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу кандидата измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.
TOI-1201 – молодой красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 37.64 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.51 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.508 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно в 30 раз меньше солнечной. Звезда является частью приливного хвоста рассеянного скопления Гиады, ее возраст составляет 600-800 млн. лет.
На расстоянии 8.4 угловых секунд от TOI-1201 (~316 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-393 спектрального класса M2.5 V на 0.26 звездных величин слабее. Расстояние до компаньона и его собственное движение по данным «Гайи» близки к расстоянию и собственному движению TOI-1201, так что обе звезды физически связаны и представляют собой широкую пару с орбитальным периодом свыше 5.7 тыс. лет. И TOI-1201, и TOI-393 попадают на один пиксель матрицы TESS, поэтому для вычисления радиуса транзитной планеты было важно учесть световое загрязнение со стороны компаньона.
При радиусе 2.415 ± 0.09 радиусов Земли масса планеты TOI-1201 b оценивается в 6.28 ± 0.88 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.45 +0.48/-0.42 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0287 ± 0.0012 а.е. (~12.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.492 земных суток, ее эффективная температура составляет 703 ± 15 К.
Планета TOI-1201 b (показана красной звездой с черной обводкой) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Красными точками показаны планеты у звезд красных карликов, серыми точками – планеты у более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Хотя средняя плотность TOI-1201 b соответствует планете из воды, чисто водный состав крайне маловероятен. Авторы нашли, что такие же массу и радиус будет иметь планета железокаменного состава, окруженная водородной атмосферой массой ~0.3% от полной массы, нагретая до 700-1000 К.
Кроме RV-сигнала с периодом 2.49 суток лучевая скорость звезды демонстрирует еще один сигнал с периодом ~102 суток, природа которого остается неизвестной. Если это колебание вызывает вторая планета, то ее проективная масса составит 27 ± 5 масс Земли. Однако авторы не берут на себя смелость делать категоричные выводы и призывают продолжить наблюдения за этой интересной системой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.09346.pdf
30 сентября 2021
Орбита молодого гиганта HIP 67533 b мало наклонена к экватору звезды
По современным представлениям, планеты-гиганты формируются в протопланетном диске за снеговой линией, где благодаря конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли. Чтобы стать горячим юпитером, новорожденному гиганту надо значительно приблизиться к своей звезде. Хорошо проработаны две гипотезы такого приближения – эксцентричная миграция и спокойная миграция в протопланетном диске, пока тот не рассеялся. Согласно первой гипотезе, после эпизода планет-планетного рассеяния или гравитационного взаимодействия со звездой-компаньоном планета сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. По второй гипотезе, планета-гигант формирует в еще не рассеявшемся диске волны плотности, взаимодействие с которыми заставляет его плавно по спирали приближаться к своей звезде. Миграция такого рода происходит, пока диск не рассеялся, т.е. на самых ранних этапах эволюции планетной системы, тогда как высокоэксцентричная миграция может длится миллиарды лет. После эксцентричной миграции горячий юпитер может оказаться на резко наклоненной, полярной или даже ретроградной орбите, тогда как после спокойной миграции в диске его орбита будет мало наклонена к звездному экватору.
Предложенные гипотезы являются конкурирующими, но, судя по всему, в природе реализуются оба механизма. Известно несколько планет-гигантов с высокими эксцентриситетами, а также значительное количество горячих юпитеров на резко наклоненных орбитах. С другой стороны, возраст некоторых горячих юпитеров так мал, что они просто не смогли бы оказаться на своих текущих орбитах путем эксцентричной миграции. Одной из таких планет является молодой гигант HIP 67533 b, чей возраст оценивается всего в 17 ± 2 млн. лет. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, при радиусе 0.93 ± 0.04 радиусов Юпитера ее масса не превышает 5 масс Юпитера. Более точно измерить массу планеты не удалось из-за быстрого вращения и бурной активности молодой звезды.
10 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты HIP 67533 b методом т.н. доплеровской томографии (измерения профиля линий в спектре звезды во время транзита планеты). Авторы оценили проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ в -5.1 +2.5/-3.7°. На данный момент это самая молодая экзопланета, чье наклонение к экватору звезды было более-менее точно измерено.
Авторы отмечают, что у молодых горячих юпитеров возрастом менее 100 млн. лет наклонение обычно невелико, что говорит о способе их миграции. При этом планеты зрелого возраста могут иметь и малые, и большие наклонения вплоть до ретроградных орбит.
Планеты с известными наклонениями λ на плоскости «Возраст – наклонение». HIP 67533 b показана голубой звездой. Видно, что орбиты молодых планет (возрастом менее 100-200 млн. лет) мало наклонены к звездному экватору, тогда как наклонения более зрелых планет могут быть и маленькими, и большими.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.04174.pdf
28 сентября 2021
TOI-3362 b: на пути превращения в горячий юпитер
Значительная доля горячих юпитеров оказывается на близких к звезде орбитах в результате эксцентричной миграции. Образовавшись за снеговой линией, молодая планета-гигант в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Характерное время скругления очень сильно (пропорционально 8 степени!) зависит от величины a (1 – e2), т.е. от итогового значения орбитального расстояния. Другими словами, быстро скругляются только орбиты с очень низким перицентром. При этом некоторое количество планет-гигантов должно находиться на этапе скругления орбиты, т.е. в процессе превращения в горячий юпитер.
Одну из таких планет – эксцентричный гигант TOI-3362 b – представили 9 сентября 2021 года. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CHIRON. Эксцентриситет орбиты TOI-3362 b достигает 0.815 ± 0.03, а большая полуось уменьшится еще в три раза прежде, чем орбита скруглится и планета станет «классическим» горячим юпитером.
TOI-3362 – звезда спектрального класса F5, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.45 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.83 ± 0.055 солнечных радиусов, светимость примерно в 5.5 раз превышает солнечную. Возраст системы составляет 2.14 +0.66/-0.52 млрд. лет, она удалена от нас на 367.1 ± 5.5 пк.
При радиусе 1.14 ± 0.04 радиусов Юпитера масса гиганта TOI-3362 b достигает 5.03 ± 0.67 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 0.153 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.815 ± 0.03, и делает один оборот за 18.1 суток. Расстояние между звездой и планетой меняется от 0.0283 а.е. в перицентре до 0.2777 в апоцентре, т.е.почти в 10 раз! По расчетам исследователей, после завершения миграции TOI-3362 b окажется на круговой орбите с большой полуосью 0.051 ± 0.008 а.е. и орбитальным периодом 3.5 +0.8/-0.6 суток, типичным для горячих юпитеров.
Планета TOI-3362 b (показана красной звездой) на плоскости «Большая полуось орбиты – эксцентриситет» среди подтвержденных экзопланет с периодами меньше года. Желтым цветом показаны транзитные экзопланеты, синим – не транзитные. Кружками показаны большие планеты с радиусами больше 6 радиусов Земли или массами больше 100 масс Земли, ромбами – маленькие планеты с радиусами меньше 6 радиусов Земли или массами меньше 100 масс Земли. Серым цветом показана область высокоэксцентричной миграции, где величина большой полуоси орбиты быстро уменьшается приливными силами. Планеты, находящиеся в серой зоне, мигрируют к звезде, превращаясь в горячие юпитеры.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.03771.pdf
23 сентября 2021
HD 22496 b: первая планета, открытая ESPRESSO в одиночку
Метод лучевых скоростей – один из наиболее продуктивных и мощных методов поиска экзопланет. В отличие от транзитного метода, он мало зависит от наклонения орбиты планеты к лучу зрения. Однако для поисков маломассивных планет (мини-нептунов и суперземель с массами в несколько масс Земли) необходима высочайшая точность спектрографов, способных регистрировать колебания лучевой скорости родительской звезды с погрешностью меньше 1 м/с. Самым точным на сегодняшний день является спектрограф ESPRESSO, установленный на VLT, его внутренняя (инструментальная) точность достигает 0.1 м/с.
ESPRESSO ведет наблюдения с 2018 года, однако до сих пор полученные им данные использовались совместно с данными других высокоточных спектрографов, например, таких, как HARPS. В частности, с помощью ESPRESSO удалось уточнить проективную массу уже известной ближайшей к Солнцу экзопланеты Проксима Центавра b, а также некоторых других экзопланет малой массы. И вот, наконец, 2 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная единоличному открытию ESPRESSO – суперземле у близкого оранжевого карлика HD 22496. Всего был получен 41 замер лучевой скорости этой звезды, средняя погрешность единичного измерения составила всего 0.18 м/с!
HD 22496 (GJ 146, HIP 16711) – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 13.602 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.684 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.674 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 15% от солнечной. Судя по низкой скорости вращения, звезда отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет.
Лучевая скорость HD 22496 демонстрирует когерентное колебание с периодом 5.09 суток и полуамплитудой 2.6 ± 0.2 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает планета с проективной (минимальной, m sin i) массой 5.6 ± 0.7 масс Земли. Орбита планеты близка к круговой (эксцентриситет не превышает 0.15), эффективная температура планеты оценивается в 573 ± 69 К.
Исследователи поискали в данных TESS признаки транзитов HD 22496 b, но ничего не нашли. Очевидно, планета не проходит по диску своей звезды. Как следствие, ее истинная масса может быть заметно больше проективной. Однако если предположить, что орбита планеты мало наклонена к звездному экватору, наклонение к лучу зрения будет больше 20°, а истинная масса окажется в диапазоне 5.6-16 масс Земли. Таким образом, почти наверняка HD 22496 b по своей физической природе является нептуном или мини-нептуном.
Авторы подчеркивают, что благодаря высочайшей точности ESPRESSO им удалось обнаружить сравнительно маломассивную планету, сделав всего за четыре десятка измерений лучевой скорости родительской звезды. Нет сомнений, что этот уникальный инструмент еще подарит нам много ярких открытий.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.00226.pdf
18 сентября 2021
TOI-1518 b: очень горячий юпитер на почти полярной орбите
Многие горячие юпитеры оказались на своих текущих орбитах через механизм эксцентричной миграции. Сформировавшись в протопланетном диске за снеговой линией, в результате возмущения (планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова) планета оказывается на эксцентричной орбите с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами. При этом итоговая орбита, как правило, оказывается сильно наклоненной к звездному экватору, полярной или даже ретроградной.
Измерить наклонение орбиты к оси вращения звезды можно, наблюдая эффект Мак-Лафлина – характерное изменение усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты, вызванное тем, что непрозрачный диск планеты последовательно закрывает от нас различные участки звездного диска. Эффект Мак-Лафлина проявляется тем сильнее, чем быстрее звезда вращается вокруг своей оси и чем больше радиус планеты.
27 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера TOI-1518 b. Планета вращается вокруг яркой горячей быстро вращающейся звезды спектрального класса F0 и сама сильно нагрета и раздута.
Звезда TOI-1518 (BD+66 1610) попала на 17 и 18 сектор TESS (наблюдения с 7 октября по 27 ноября 2019 года). Звезда удалена от нас на 227.4 ± 1.7 пк, ее масса оценивается в 1.79 ± 0.26 солнечных масс, радиус – в 1.95 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в ~9.7 раз превосходит солнечную.
На кривой блеска звезды был обнаружен глубокий транзитный сигнал с периодом 1.9026 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.875 ± 0.053 радиусов Юпитера. Раздутый гигант вращался на расстоянии всего 4.29 ± 0.06 звездных радиусов, его эффективную температуру оценили в 2492 ± 38 К.
Помимо транзитов кривая блеска звезды продемонстрировала слабые колебания, соответствующие фазовой кривой планеты, и отчетливый вторичный минимум в моменты захода планеты за звезду. Это позволило ценить температуры и дневного, и ночного полушарий TOI-1518 b. Температура дневного полушария оказалась равной 3237 ± 59 К – побольше, чем у многих звезд! При этом температура ночного полушария составляет «всего» 1700 +700/-1200 К. Это говорит о низкой эффективности теплопереноса с дневного полушария на ночное.
Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 22 замера лучевой скорости TOI-1518 с помощью спектрографа FIES, установленном на Северном оптическом телескопе (NOT). Однако из-за очень быстрого вращения звезды и огромных погрешностей единичного замера (от 220 до 490 м/с) им удалось получить только верхний предел – 2.3 масс Юпитера.
Хотя измерить эффект Мак-Лафлина исследователям не удалось, им удалось зафиксировать, как меняется профиль отдельных линий в спектре звезды во время транзита планеты. Этот метод (доплеровская томография) также позволяет измерить наклонение орбиты, которое для TOI-1518 b оказалось равным 240 ± 1°! Таким образом, эта во всех смыслах экстремальная планета имеет и необычную ретроградную (при этом близкую к полярной) орбиту.
Кроме того, авторам статьи удалось зафиксировать линии нейтральных и однократно ионизированных атомов железа, образующиеся в атмосфере планеты. От линий железа в атмосфере звезды их можно отличить по сильному доплеровскому сдвигу ~165 км/с.
В целом система TOI-1518 благодаря своей необычности и яркости родительской звезды будет прекрасной целью для будущих исследований методами как трансмиссионной, так и эмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.11403.pdf
17 сентября 2021
Горячий гигант K2-140 b вращается почти точно в плоскости экватора своей звезды
Считается, что планеты-гиганты формируются за снеговой линией, а затем мигрируют внутрь системы. Предложено два основных механизма такой миграции – взаимодействие с протопланетным диском и высокоэксцентричная миграция. Согласно первому сценарию, планета-гигант индуцирует в диске волны плотности, взаимодействие с которыми приводит к передаче углового момента от планеты диску и плавному, по спирали, приближению будущего горячего юпитера к звезде. По второму сценарию, планета-гигант в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами. В первом случае орбита горячего юпитера оказывается мало наклоненной к плоскости экватора звезды, во втором итоговая орбита может быть резко наклоненной, полярной и даже ретроградной. Судя по сумме имеющихся наблюдений, в природе реализуются оба сценария.
25 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения орбиты у горячего гиганта K2-140 b. Планета привлекла внимание ученых относительно (для горячих юпитеров) широкой орбитой с периодом 6.57 земных суток, a/Rstar = 12.9. Авторы измерили наклонение с помощью регистрации эффекта Мак-Лафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Измерения проводились 24 февраля 2021 года с помощью спектрографа HIRES и охватили один полный транзит K2-140 b.
В итоге оказалось, что планета вращается почти точно в плоскости экватора своей звезды – наклонение орбиты λ составило 0.5 ± 9.7°.
Авторы отметили, что такое малое наклонение – не результат работы приливных сил, поскольку на текущей орбите время «выпрямления» орбиты превышает возраст Вселенной (1.2·1013 лет). Планета явно стала горячим юпитером благодаря спокойной миграции в протопланетном диске.
Планеты-гиганты с массой больше 0.3 масс Юпитера на плоскости «Расстояние между планетой и звездой в единицах радиуса звезды – наклонение орбиты планеты λ». Голубыми ромбами показано наклонение планет у горячих звезд с температурой фотосферы свыше 6100 К, сиреневыми кружками – наклонение у более холодных звезд с температурой фотосферы меньше 6100 К, оранжевой звездой показана планета K2-140 b. Красной обводкой обведены планеты с эксцентриситетом > 0.01.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.10362.pdf
15 сентября 2021
Система TOI-2202: пара гигантов вблизи резонанса 2:1
Согласно современным теориям планетообразования, планеты-гиганты образуются за снеговой линией, где благодаря конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли и создаются условия для быстрого формирования планетных эмбрионов – ядер будущих газовых гигантов. Сразу после образования планеты начинают мигрировать внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском. В некоторых системах эта миграция приводит к падению планеты на звезду, в некоторых останавливается, когда будущий горячий юпитер подходит к внутреннему краю протопланетного диска и оказывается на орбите с периодом менее 10 суток, в большинстве же случаев миграция останавливается раньше, и планета становится т.н. «теплым юпитером». В отличие от систем с горячими юпитерами, которые, как правило, одиноки (но и тут есть исключения), теплые юпитеры часто входят в состав многопланетных систем.
12 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет-гигантов у оранжевого карлика TOI-2202. Внутренняя планета была обнаружена TESS, о наличии второй заподозрили по заметным периодическим отклонениям моментов транзитов первой. Обе планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.
TOI-2202 – оранжевый карлик спектрального класса K8 V, удаленный от нас на 236 ± 1 пк. Его масса оценивается в 0.823 ± 0.027 солнечных масс, радиус – 0.794 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость составляет 0.397 ± 0.014 солнечных. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.5 ± 3.3 млрд. лет.
TESS наблюдала TOI-2202 на пяти секторах – 1, 2, 6, 9 и 13. Кривая блеска звезды продемонстрировала глубокий транзитный сигнал с периодом 11.91 суток, соответствующий планете-гиганту. Однако при более внимательном изучении оказалось, что транзиты не строго периодичны, т.е. в наличии явные вариации времени наступления транзитов (TTV), амплитуда которых достигает 1.2 часов. Это означает, что в системе есть еще как минимум одна планета.
Для определения параметров второй планеты и измерения массы первой было получено 26 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа FEROS, 21 замер на HARPS и 4 – на PFS. Масса внутренней планеты TOI-2202 b оказалась равной 0.98 ± 0.06 масс Юпитера, масса внешней (не транзитной) TOI-2202 c – 0.37 ± 0.1 масс Юпитера. Орбитальный период второй планеты составил 24.67 ± 0.03 суток. Большая погрешность в определении массы второй планеты объясняется близостью ее орбитального периода и периода вращения звезды (24 ± 2 суток). Эксцентриситеты орбит обеих планет невелики: ~0.04 у планеты b и ~0.06 у планеты c. Хотя TOI-2202 c не проходит по звездному диску, динамический анализ позволил довольно точно определить наклонение ее орбиты – 84.7 ± 2.9°. Таким образом, взаимное наклонение орбит обеих планет достигает 6.5 ± 2.1°.
Из-за того, что транзит TOI-2202 b является скользящим, радиус планеты определен с формально большими погрешностями – 1.01 +0.52/-0.08 радиусов Юпитера. Однако более вероятным выглядит нижнее значение погрешности: будучи очень теплым юпитером, планета TOI-2202 b нагрета умеренно и не должна быть раздута. Скорее всего радиус второй планеты также близок к радиусу Юпитера.
Авторы изучили динамическую устойчивость системы TOI-2202 и нашли, что она является полностью устойчивой на протяжении как минимум 1 млн. лет. Такая конфигурация (два гиганта на тесных орбитах вблизи резонанса 2:1) является редкой, что делает эту систему интересной для дальнейшего изучения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.05323.pdf
3 сентября 2021
Измерены массы планет в системе HD 191939, открыта четвертая планета и пятое тело
В отличие от «Кеплера», TESS ищет транзитные планеты у ярких звезд, что дает возможность измерять их массы методом лучевых скоростей. Специально для этой цели на обсерватории Кека была организована программа TESS-Keck Survey (TKS), в рамках которой лучевые скорости интересующих звезд измеряются с помощью спектрографа HIRES.
Трехпланетная система HD 191939 (TOI-1339) была представлена в феврале 2020 года. TESS обнаружила у солнцеподобной звезды спектрального класса G9 V, удаленной от нас на 53.7 пк, три транзитные планеты с периодами 8.88, 28.58 и 38.35 земных суток и радиусами (по уточненным данным) 3.39 ± 0.07, 3.08 ± 0.07 и 3.04 ± 0.07 радиусов Земли. Все три субнептуна вращались вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам, ожидаемые полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды составили 1-2 м/с.
6 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в этой системе. Авторы получили 73 замера лучевой скорости HD 191939 на HIRES и 104 замера на спектрографе Levy, установленном на APF. Им удалось измерить массы двух внутренних планет b и c, а на массу третьей планеты d наложить жесткий верхний предел. Кроме того, они обнаружили четвертую, не транзитную планету HD 191939 e.
Масса горячего субнептуна HD 191939 b оказалась равной 10.4 ± 0.9 масс Земли, что приводит в средней плотности 1.5 ± 0.2 г/куб.см. Масса планеты HD 191939 c составила 7.2 ± 1.4 масс Земли (средняя плотность 1.4 ± 0.3 г/куб.см). Средние плотности обеих планет являются типичными для нептунов. А вот масса HD 191939 d не превышает 5.8 масс Земли (формальное значение 2.8 ± 1.5 масс Земли), т.е. доля летучих элементов в составе этой планеты заметно выше. Эффективные температуры транзитных планет оцениваются в 893 ± 36 К, 605 ± 24 К и 549 ± 22 K, соответственно.
Планеты системы HD 191939 (показаны красным цветом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синими буквами для сравнения показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.Помимо колебаний, вызванных транзитными планетами, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 101.5 ± 0.4 земных суток и полуамплитудой 17.2 ± 0.4 м/с, соответствующей планете с проективной массой 0.34 ± 0.01 масс Юпитера, т.е. легкому газовому гиганту. Четвертая планета также вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.397 ± 0.005 а.е. от звезды, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 397 ± 16 К). Планета HD 191939 e не проходит по диску звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако авторы провели моделирование динамической устойчивости этой системы и нашли, что для сохранения наблюдаемой конфигурации наклонение орбиты планеты e должно составлять 88-89.4°, т.е. она является «почти транзитной», и ее истинная масса близка к проективной.
Интересно, что и после учета влияния четвертой планеты лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе пятого тела на широкой орбите, получившего наименование HD 191939 f. Объединив данные о лучевой скорости звезды и астрометрические данные, полученные миссиями «Гиппарх» и «Гайя», авторы оценили орбитальный период HD 191939 f в 9-46 лет, а массу – в 8-59 масс Юпитера. Таким образом, пятый объект может быть как массивной планетой-гигантом, так и коричневым карликом. Уточнить параметры пятого тела помогут дальнейшие наблюдения, особенно авторы рассчитывают на JWST, чей запуск ожидается в ноябре этого года.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02208.pdf
1 сентября 2021
Трехпланетная система TOI-431: суперземля, мини-нептун и нечто третье
Небольшие планеты (мини-нептуны и суперземли) часто входят в состав многопланетных систем. Одна из таких систем была представлена 6 августа 2021 года. Она включает в себя три планеты, из которых две являются транзитными, а одна не транзитной. Необычно здесь то, что не транзитной оказалась не внешняя планета, а средняя, по счету вторая от звезды.
Звезда HIP 26013 попала на 5 и 6 сектора TESS и наблюдалась с 15 ноября 2018 года по 6 января 2019 года. После того, как на ее кривой блеска были обнаружены два транзитных сигнала с периодами 0.49 и 12.46 суток, звезда получила альтернативное наименование TOI-431. Затем HIP 26013 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы провели методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и HIRES. В процессе измерения масс двух планет и была обнаружена третья планета с периодом 4.85 суток.
HIP 26013 (TOI-431) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 32.61 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.8 раза меньше светимости Солнца. Возраст звезды составляет 5.1 ± 0.6 млрд. лет, правда, авторы сами считают эту оценку не слишком надежной.
Масса внутренней планеты TOI-431 b равна 3.07 ± 0.35 масс Земли, что при радиусе 1.28 ± 0.04 радиусов Земли приводит к средней плотности 8 ± 1 г/куб.см, говорящей о железокаменном составе. Год на этой планете длится всего 11 часов 46 минут! Эффективная температура TOI-431 b достигает 1862 ± 42 К, а дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Проективная, или минимальная (m sin i) масса второй планеты TOI-431 c оценивается в 2.83 ± 0.41 масс Земли. Она не проходит по диску своей звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако почти наверняка планета является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от проективной. Планета вращается на среднем расстоянии 0.052 ± 0.001 а.е. от своей звезды, ее эффективная температура оценивается в 867 ± 20 К. Однако физическая природа TOI-431 c не ясна – является ли она полностью железокаменной или обогащена летучими элементами?
Третья планета TOI-431 d обогащена летучими элементами совершенно точно – при массе 9.9 ± 1.5 масс Земли ее радиус достигает 3.29 ± 0.09 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 1.36 ± 0.25 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета вращается на среднем расстоянии 0.098 ± 0.002 а.е. от звезды, ее эффективная температура – 633 ± 14 К.
Планета b (показана желтым цветом) и планета d (показана голубым цветом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения черными звездочками показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Авторы отмечают, что система TOI-431 не слишком плоская – взаимные наклонения орбит планет достигают нескольких градусов, что сравнимо с взаимными наклонениями орбит планет Солнечной системы. При этом во многих компактных плотно упакованных многопланетных системах взаимные наклонения орбит составляют малые доли градуса.
Благодаря яркости родительской звезды мини-нептун TOI-431 d будет хорошей целью для JWST, чей запуск ожидается в ноябре текущего года. Космический телескоп сможет изучить свойства атмосферы этого сравнительно прохладного мини-нептуна методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02310.pdf
22 августа 2021
TOI-2184 b: не раздутый горячий юпитер у звезды-субгиганта
Большинство известных экзопланет вращается вокруг звезд главной последовательности, планет у проэволюционировавших звезд открыто не много. Особенно мало планет у звезд субгигантов и гигантов открыто транзитным методом. Оно и понятно – большие размеры дисков таких звезд делают мелкими даже транзиты планет-гигантов. Это справедливо и для космических миссий – из 148 подтвержденных планет TESS количество планет у проэволюционировавших звезд можно пересчитать по пальцам одной руки.
Изучение планет на тесных орбитах у звезд субгигантов помогает изучать вопросы приливного разрушения планет и их поглощения родительской звездой по мере того, как звезда, постепенно раздуваясь в красный гигант, увеличивает свой радиус. Характерное время этих процессов зависит от внутренних свойств звезды, в частности, от величины приливной добротности Q. Уровень приливной добротности определяет скорость перекачки углового момента от планеты к звезде, а значит – темпы понижения орбиты планеты в ее спиральном снижении и последующем падении на звезду. Эта величина еще плохо определена.
6 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера у субгиганта TOI-2184. Планета была обнаружена TESS, которая наблюдала родительскую звезду почти год (350 суток). Сначала транзитный сигнал сочли ложнопозитивом, поскольку из-за соизмеримости орбитальных периодов планеты и TESS (13.7 суток) четные и нечетные транзиты выглядели имеющими немного разную глубину, что свойственно скользящим затмениям затменно-переменных двойных звезд. Однако авторы статьи во всем разобрались, систематические погрешности учли и после валидации измерили массу планеты методом лучевых скоростей.
TOI-2184 (TYC 8907-998-1) – субгигант спектрального класса G0, удаленный от нас на 807 ± 14 пк. Его масса оценивается в 1.53 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 2.90 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость в ~9.5 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.3 ± 0.8 млрд. лет.
При радиусе 1.017 ± 0.051 радиусов Юпитера масса планеты оценивается в 0.65 ± 0.16 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.76 ± 0.20 г/куб.см. Она вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.08 ± 0.07 и делает один оборот за 6.90683 ± 0.00009 суток. Величина большой полуоси не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.0817 а.е. (~6 звездных радиусов).
Несмотря на огромную инсоляцию (в 1429 ± 151 раз больше, чем на орбите Земли) планета TOI-2184 b совсем не раздута, ее радиус близок к радиусу Юпитера.
Планета TOI-2184 b (показана звездой с малиновой обводкой) на плоскости «Инсоляция – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Планеты, открытые TESS, показаны звездочками, остальные кружками. Вертикальной пунктирной линией отражен уровень инсоляции в 150 земных, начиная с которого становится заметна корреляция между радиусом планеты и степенью ее нагрева.Авторы обсуждают аномалию радиуса TOI-2184 b, но ни к каким определенным выводам не приходят. Возможно, планета обладает массивным ядром из тяжелых элементов, что и объясняет ее сравнительную компактность.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02294.pdf
18 августа 2021
Вторая планета в системе LTT 1445A
Небольшие планеты – суперземли и планеты земного типа – распространены повсеместно, но находить и изучать их очень трудно из-за малых размеров и массы. Легче обнаруживать такие планеты у звезд красных карликов, которые и сами невелики. Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики считаются привлекательной целью для поисков рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей.
В июне 2019 года была представлена транзитная суперземля у близкого красного карлика LTT 1445A, входящего в состав тройной иерархической звездной системы и удаленного от нас на 6.86 пк. Планета была обнаружена TESS на 4 секторе и затем прошла процедуру валидации (статистического подтверждения). Радиус планеты оценили в 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, орбитальный период – в 5.359 суток. Температурный режим новой суперземли грубо соответствовал температурному режиму Меркурия.
Первооткрыватели попытались измерить массу LTT 1445A b, проанализировав архивные данные об измерениях лучевой скорости родительской звезды, но получили только верхний предел в 8.4 масс Земли. Требовались новые наблюдения – как фотометрические, так и спектроскопические, и они были проведены. За два года авторы получили дополнительно 136 замеров лучевой скорости звезды на спектрографах ESPRESSO, HARPS, HIRES, MAROON-X и PFS. Кроме того, звезда попала на 31 сектор TESS, и в данных проявился еще один очень слабый транзитный сигнал с периодом 3.1239 суток, наличие которого было подтверждено и в фотометрии 4 сектора (тогда автоматика его не нашла из-за низкого отношения сигнал/шум). Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с этими же периодами, что подтвердило планетную природу обоих транзитных кандидатов.
Масса внешней (открытой в 2019 году) планеты b оказалась равной 2.87 ± 0.26 масс Земли, что при уточненном радиусе 1.305 ± 0.066 радиусов Земли приводит к средней плотности 7.1 ± 1.2 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите, эксцентриситет которой не превышает 0.11, ее эффективная температура оценивается в 424 ± 21 К.
Масса новой внутренней планеты c оценивается в 1.54 ± 0.20 масс Земли. С радиусом сложнее – форма транзитной кривой говорит о том, что транзит, возможно, скользящий, поэтому точно определить радиус пока не представляется возможным, получено его минимальное возможное значение в 1.15 радиусов Земли. Этому минимальному радиусу соответствует средняя плотность 5.6 ± 0.6 г/куб.см, также соответствующая железокаменному составу. Однако, возможно, планета больше по размерам, и тогда ее средняя плотность меньше. Эффективная температура внутренней планеты оценивается в 508 ± 25 К.
Планеты системы LTT 1445A (показаны зелеными квадратами) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой у красных карликов. Наклонными черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.Авторы отмечают, что система LTT 1445A не слишком плоская – взаимное наклонение орбит планет b и c составляет или 2.25 ± 0.3°, или даже 2.91 ± 0.4° (если они проходят по разным половинам звездного диска). Для сравнения, взаимное наклонение орбит Земли и Венеры равно 3.4°.
Система LTT 1445A является второй по удаленности с транзитными экзопланетами и первой по удаленности – у звезды красного карлика, и благодаря своей близости будет хорошей целью для JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14737.pdf
12 августа 2021
Пять планет в системе L 98-59, из них одна в обитаемой зоне
Планетные системы у звезд красных карликов, как правило, состоят из небольших планет – мини-нептунов, суперземель и планет земного типа. Нередко они являются многопланетными, компактными и плоскими – это означает, что орбиты планет близки к круговым и имеют малое взаимное наклонение. При удачной ориентации относительно земного наблюдателя сразу несколько планет из такой системы могут проходить по диску своей звезды, что, с одной стороны, позволяет измерить их радиусы, а с другой – определять свойства атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Особый интерес вызывает изучение свойств атмосфер небольших планет, находящихся в обитаемой зоне.
3 августа в журнале Astronomy & Astrophysics была опубликована статья, посвященная планетной системе у близкого красного карлика L 98-59 (TOI-175). Авторы не только измерили массы всех трех транзитных планет методом лучевых скоростей, но и обнаружили еще две небольшие не транзитные планеты. Орбита самой внешней из них пролегает в середине обитаемой зоны.
Система L 98-59 была представлена в марте 2019 года. Родительская звезда попала на 2 сектор TESS, которая и обнаружила три транзитные планеты с периодами 2.25, 3.69 и 7.45 земных суток и радиусами ~0.8, ~1.3 и ~1.4 радиусов Земли, соответственно. Буквально через два месяца вышла еще одна работа, посвященная измерению масс этих планет; авторы оценили массы двух внешних планет в ~2.46 и ~2.26 масс Земли, соответственно, а на массу внутренней был наложен верхний предел в 0.98 масс Земли.
Интенсивные наблюдения за системой были продолжены – кроме мониторинга лучевой скорости L 98-59 с помощью спектрографа HARPS (165 замеров) исследователи получили 66 замеров с помощью ESPRESSO, самого точного спектрографа на сегодняшний день. Кроме того, не прекращались и фотометрические наблюдения: после 2 сектора TESS снимала фотометрию L 98-59 также на 5, 8, 9, 10, 11, 12, 28 и 29 секторах, причем в короткой моде, т.е. каждые 2 минуты. Это позволило уточнить радиусы всех трех транзитных планет.
В итоге система L 98-59 выглядит так.
Родительская звезда – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 10.619 ± 0.003 пк. Светимость L 98-59 в 88.7 раз меньше светимости Солнца, содержание тяжелых элементов меньше солнечного почти в 3 раза. Возраст звезды остался неизвестным, но во всяком случае он больше 800 млн. лет.
При радиусе 0.85 ± 0.06 радиусов Земли масса внутренней планеты b оценивается в 0.40 ± 0.16 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 ± 1.5 г/куб.см, что грубо соответствует средней плотности Марса. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0219 ± 0.0008 а.е. (~15 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.25311 суток, ее эффективная температура достигает 627 ± 36 К.
Планета c существенно больше – ее масса 2.22 ± 0.26 масс Земли, радиус – 1.39 ± 0.09 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 4.57 +0.77/-0.85 г/куб.см. Такая низкая средняя плотность почти исключает железокаменный состав этой планеты – по всей видимости, значительную долю ее состава занимает вода – в виде пара, закритического флюида и/или высокотемпературных льдов. Планета c вращается на среднем расстоянии 0.0304 ± 0.0012 а.е. (~19 звездных радиусов), ее орбитальный период 3.69068 суток, эффективная температура – 553 ± 27 К.
Масса планеты d – 1.94 ± 0.28 масс Земли, радиус – 1.52 ± 0.12 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.95 +0.79/-0.51 г/куб.см. Доля воды в составе этой планеты может достигать ~30%, так что она – скорее горячий супер-Ганимед, нежели суперземля. L 98-59 d вращается на среднем расстоянии 0.0486 ± 0.0019 а.е. (~33.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.45072 суток, ее эффективная температура оценивается в 416 ± 20 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).
Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты e составляет 3.06 ± 0.37 масс Земли. К сожалению, она уже не проходит по диску своей звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако почти наверняка истинная масса этой планеты близка к проективной (система плоская, и планета e является «почти транзитной»). Ее орбитальный период – 12.80 ± 0.02 суток, эффективная температура – 342 ± 20 К.
Наконец, пятая, самая внешняя планета имеет орбитальный период 23.15 ± 0.6 суток и проективную массу 2.46 +0.66/-0.82 масс Земли, ее эффективная температура – 285 ± 18 К (+12 ± 18°С). Если существование этой планеты подтвердится (пока авторы осторожно называют ее планетным кандидатом), она пополнит собой список потенциально обитаемых миров.
Транзитные планеты системы L 98-59 (подписаны) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения синими звездами показаны Земля и Венера. Кружками показаны планеты, чья масса была измерена методом лучевых скоростей, квадратами – планеты, чья масса была измерена с помощью тайминга транзитов. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.Авторы подчеркивают, что им удалось измерить массу планеты L 98-59 b, которая вдвое легче Венеры! На данный момент это самая легкая планета, чья масса была измерена методом лучевых скоростей. Обычно массы легких планет измеряют с помощью тайминга транзитов – метода, применимого и к тусклым звездам, но сопряженного с большими погрешностями. Измерение таких малых масс стало возможно лишь после ввода в строй уникального спектрографа ESPRESSO, чья внутренняя (инструментальная) точность достигает 0.1 м/с.
Благодаря близости к Солнцу и относительной яркости родительской звезды система L 98-59 (особенно рыхлая планета d) станет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы с помощью JWST.
Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa40728-21.pdf
5 августа 2021
Определена истинная масса эксцентричного аналога Юпитера HD 190360 b
Метод лучевых скоростей не позволяет определить истинную массу планеты, а только проективную, или минимальную массу m sin i, где i – наклонение нормали к плоскости орбиты планеты к лучу зрения. Если наклонение мало (орбита ориентирована плашмя), то истинная масса может в несколько, а то и несколько десятков раз превосходить проективную, а планетный кандидат может оказаться коричневым карликом или даже маломассивной звездой. В случае, если планета является транзитной, т.е. регулярно проходит по диску своей звезды, наклонение орбиты легко определяется по виду кривой блеска. Однако вероятность транзитной конфигурации мала, и подавляющее большинство планет является не транзитными.
Определить наклонение орбиты планеты возможно также с помощью астрометрии. Поскольку, строго говоря, не планета вращается вокруг звезды, а и планета, и звезда вращаются вокруг общего центра масс, гравитационное влияние планеты заставляет звезду описывать эллипс на небесной сфере, что в сочетании с собственным движением делает траекторию звезды волнообразной. Вместе с измерением лучевых скоростей звезды это позволяет определить полную (пространственную) ориентацию орбиты планеты и ее истинную массу. Однако до недавнего времени точность астрометрических измерений была недостаточна для обнаружения планет, и исследователи находили описанным способом только коричневые карлики и маломассивные звезды. Только после запуска астрометрической миссии «Гайя» стало возможно регистрировать астрометрические сигналы от сравнительно близких к нам массивных планет.
30 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная астрометрии ряда коричневых карликов и планеты HD 190360 b путем сравнения позиций их родительских звезд, полученных астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Объединив астрометрические измерения с точными замерами лучевой скорости родительской звезды, авторы уточнили орбитальный период планеты HD 190360 b (7.815 ± 0.035 лет), а также определили наклонение ее орбиты (80.2 ± 23.2°) и истинную массу (1.8 ± 0.2 масс Юпитера). Эффективная температура планеты оценивается в 123-176 К, что делает ее эксцентричным аналогом Юпитера.
Благодаря относительной близости (система удалена от нас на 15.89 ± 0.16 пк) и широкой орбите (3.9 ± 0.2 а.е.) планета может удаляться от своей звезды на угловое расстояние ~0.25 угловых секунд, что делает ее прекрасной целью для получения прямых изображений с помощью коронографа CGI космического телескопа имени Нэнси Роман (WFIRST).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14056.pdf
4 августа 2021
TOI-2406 b: транзитный мини-нептун у бедной металлами звезды толстого диска
Вокруг многочисленных звезд красных карликов вращаются преимущественно небольшие планеты, причем чем меньше масса красных карликов, тем реже встречаются рядом с ними планеты размерного класса нептунов, не говоря уж о планетах еще большего размера. Благодаря малым размерам дисков красных карликов транзиты их планет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по дискам звезд солнечного типа. Это благоприятствует поискам небольших планет у близких и сравнительно ярких красных карликов и изучению свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.
30 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика LP 645-50, получившего также наименование TOI-2406. Сначала звезда попала на 3-й сектор TESS (наблюдения с 20 сентября по 18 октября 2018 года), затем, спустя пару лет – на 30-й сектор (наблюдения с 22 сентября по 20 октября 2021 года). На обеих кривых блеска был обнаружен глубокий (~2%) транзитный сигнал с периодом 3.077 суток.
Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). К сожалению, из-за крайней тусклости родительской звезды (видимая звездная величина TOI-2406 достигает +16.66) измерение массы планеты методом лучевых скоростей сильно затруднено. Однако вероятность ложной интерпретации (не планетной природы кандидата) составляет менее 10-6.
LP 645-50 (TOI-2406) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 55.6 ± 0.13 пк. Его масса оценивается в 0.162 ± 0.008 солнечных масс, радиус – в 0.204 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость в ~294 раза меньше солнечной. Судя по кинематике и резко пониженному содержанию тяжелых элементов (их в 2.4 раза меньше, чем в составе Солнца) звезда относится к толстому диску Галактики, ее возраст достигает 11 ± 1.5 млрд. лет.
Радиус планеты TOI-2406 b составляет 2.94 ± 0.17 радиусов Земли, т.е. перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0228 ± 0.0016 а.е. и эксцентриситетом 0.26 +0.27/-0.12, ее температурный режим примерно соответствует температурному режиму Меркурия.
Эксцентричность орбиты TOI-2406 b тем удивительнее, что характерное время ее скругления составляет ~0.25 млрд. лет – гораздо меньше возраста системы. Возможно, там присутствует еще одна (не транзитная) планета или коричневый карлик, которые и возмущают орбиту мини-нептуна. В качестве альтернативного объяснения авторы приводят сравнительно недавнее сближение с другой звездой, «взбаламутившее» эту планетную систему.
Возможно ли все же измерить массу TOI-2406 b? Авторы подсчитали, что самому точному на сегодняшний день спектрографу ESPRESSO потребуется для этой цели не меньше 80-100 замеров лучевой скорости родительской звезды. Возможно, массу планеты измерит еще более точный спектрограф CRIRES+, чей ввод в эксплуатацию ожидается в октябре 2021 года.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14125.pdf
2 августа 2021
TOI-532 b: тяжелый нептун у красного карлика
Красные карлики – самый распространенный тип звезд Галактики, доля красных карликов в окрестностях Солнца превышает 75%. В подавляющем большинстве планеты, вращающиеся вокруг красных карликов – мини-нептуны и суперземли, крупные миры у них встречаются редко. Одна из таких редких планет была представлена в Архиве электронных препринтов 30 июля 2021 года – тяжелый нептун TOI-532 b. Эта планета оказалась переходного типа – между газовыми гигантами вроде Юпитера и Сатурна и ледяными гигантами, аналогами Урана и Нептуна.
Звезда TOI-532 попала на 6 сектор TESS и наблюдалась с 11 декабря 2018 года по 7 января 2019 года. На кривой блеска звезды прорисовался четкий транзитный сигнал с периодом 2.3268 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 5.82 ± 0.19 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли.
TOI-532 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 134.6 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.612 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость близка к 8% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом в 7.1 ± 4.8 млрд. лет.
При радиусе 5.82 ± 0.19 радиусов Земли масса планеты TOI-532 b достигает 61.5 +9.7/-9.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.72 ± 0.31 г/куб.см. Таким образом, перед нами не легкий газовый гигант, а тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0296 ± 0.0004 а.е. (~10.5 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 867 ± 18 К.
Планета TOI-532 b (обведена кружком и подписана) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных планет красных карликов с измеренной массой. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 1, 3 и 10 г/куб.см.Формально TOI-532 b попадает в середину «пустыни горячих нептунов», но из-за невысокой светимости родительской звезды ее эффективная температура оказывается весьма умеренной, а темпы потери газа из атмосферы невелики. Авторы предложили пронаблюдать транзиты TOI-532 b в линии гелия с длиной волны 10830 A, чтобы обнаружить истекающую горячую экзосферу этой планеты (если она есть).
Сравнив параметры планеты с моделями нептунов и газовых гигантов, авторы нашли, что масса ядра планеты составляет ~36 масс Земли, а ~25% массы приходится на водородно-гелиевую оболочку.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.13670.pdf
30 июля 2021
Четыре планеты у двух молодых звезд
Чтобы изучать эволюцию планет и планетных систем, необходимо наблюдать планеты разного (и притом точно определенного) возраста. Динамическая эволюция наиболее бурно протекает в первый миллиард лет существования планетных систем, поэтому необходимо наблюдать именно молодые системы. Однако из более чем 3.3 тыс. транзитных планет, открытых к настоящему моменту, менее 2% имеют известный возраст менее 1 млрд. лет. Поэтому обнаружение планет у молодых звезд привлекает особое внимание.
12 июля 2021 года в журнале The Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию двух планетных систем у молодых звезд TOI-1807 и TOI-2076. Обе планетные системы обнаружены TESS и прошли процедуру валидации. Родительские звезды сравнительно близкие и яркие, их возраст определен достаточно точно. Все это делает новые планеты привлекательной целью для дальнейшего изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, чей запуск ожидается в конце 2021 года.
TOI-1807 (HIP 65469) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 42.58 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.75 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в ~4.7 раза меньше светимости Солнца. Возраст звезды составляет 180 ± 40 млн. лет.
Кривая блеска TOI-1807 демонстрирует транзитный сигнал с периодом всего 0.549372 суток (13 часов 11 минут!) и глубиной 271 ± 11 ppm, соответствующей планете с радиусом 1.85 ± 0.043 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 2.57 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 2100 ± 40 К! По своим размерам она попадает в зазор Фултона, разделяющий железокаменные суперземли и богатые летучими элементами мини-нептуны. К сожалению, измерение массы TOI-1807 b методом лучевых скоростей сильно затруднено из-за высокого уровня активности молодой звезды, так что физическая природа планеты пока остается неизвестной. Вероятно, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
TOI-2076 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 41.91 ± 0.07 пк. Масса звезды составляет 0.85 ± 0.025 солнечных масс, радиус – 0.761 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость в 2.65 раза меньше солнечной. Возраст TOI-2076 оценивается в 204 ± 53 млн. лет.
TESS наблюдала звезду TOI-2076 на 16-м и 23-м секторах. На кривой блеска были обнаружены транзиты трех планет с радиусами 3.282 ± 0.043, 4.438 ± 0.046 и 4.14 ± 0.07 радиусов Земли, причем орбитальный период более-менее точно удалось определить только у внутренней планеты b – 10.35566 ± 0.00006 суток. У обеих внешних планет было зафиксировано по два транзита, разделенных большим промежутком, поэтому их орбитальные периоды определены с гораздо меньшей точностью. Наиболее вероятные значения, приведенные авторами статьи – 17.19342 ± 0.00009 и 25.0887 ± 0.0003 суток, однако возможны и другие варианты. Если предположить, что орбитальные периоды определены правильно, эффективные температуры планет окажутся равными 870 ± 13, 734 ± 11 и 648 ± 10 К, т.е. все они будут горячее Меркурия.
Авторы надеются уточнить орбитальные периоды внешних планет с помощью наземных наблюдений.
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac06cd
28 июля 2021
Шесть новых долгопериодических планет-гигантов от спектрографа SOPHIE
Транзитный метод при всей своей плодотворности наиболее эффективен лишь для изучения самых близких к звезде планет. Для изучения планет-гигантов, находящихся за снеговой линией или немного ближе, лучше всего подходит метод лучевых скоростей. Орбитальные периоды планет в этой области достигают 1-2 тысяч суток (2.5-5.5 лет), поэтому для надежного обнаружения необходимо измерять лучевые скорости звезды на протяжении долгого времени.
Одной из «рабочих лошадок» экзопланетных поисков является спектрограф SOPHIE, установленный на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Он не может похвастаться уникальной точностью, зато проводит наблюдения уже свыше 15 лет, что позволяет получать длительные ряды данных. С помощью этого спектрографа обнаружено уже около пяти десятков планет-гигантов.
14 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще шести массивных планет этого типа, вращающихся вокруг ярких солнцеподобных звезд.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Наиболее интересны среди новых планет HD 27969 b и HD 80869 b. Гигант HD 27969 b вращается вокруг своей звезды по орбите с умеренным эксцентриситетом, полностью лежащей в обитаемой зоне. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.
Орбита HD 80869 b, напротив, отличается огромным эксцентриситетом, достигающим ~0.862. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.4 а.е. в перицентре до ~5.36 а.е. в апоцентре, т.е. в 13.5 раз! Авторы отмечают, что HD 80869 b могла оказаться на текущей орбите благодаря резонансу Козаи-Лидова или эпизоду планет-планетного рассеяния, но дополнительных тел в этой системе пока не обнаружено.
Система HD 95544 напоминает Солнечную наличием массивного гиганта на широкой и близкой к круговой орбите при отсутствии массивных планет в обитаемой зоне и ближе.
В целом новые открытия подтверждают широчайшее разнообразие свойств внесолнечных планет и вариантов строения планетных систем.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.05089.pdf
20 июля 2021
Измерены масса и эксцентриситет орбиты мини-нептуна Wolf 503 b
По данным «Кеплера», большинство планет в Галактике являются суперземлями и мини-нептунами. Границу между этими типами маркирует зазор Фултона – примерно 2-кратный дефицит планет с радиусами 1.6-1.9 радиусов Земли. Если планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли, как правило, являются железокаменными подобно Земле и Венере, планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли значительно обогащены летучими веществами – водяным льдом и/или водородом и гелием. Однако строгой зависимости массы от радиуса нет, так что планеты одинакового радиуса в зависимости от своего химического состава могут отличаться по массе в несколько раз. Поэтому исследователи стремятся определить и радиус планеты, и ее массу, а значит измерять массы как можно большего количество транзитных экзопланет.
20 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна Wolf 503 b. Планета была представлена в июне 2018 года, ее обнаружил «Кеплер» в рамках 17-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2. Вокруг древнего оранжевого карлика Wolf 503 вращалась планета с радиусом около 2 радиусов Земли и орбитальным периодом 6.0012 земных суток.
Яркость родительской звезды (+10.28 в видимых лучах) давала надежду измерить массу планеты методом лучевых скоростей. И это было сделано, причем сразу четырьмя высокоточными спектрографами – HIRES, CARMENES, HARPS-N и PFS. Всего было получено 110 измерений, что позволило надежно измерить слабый RV-сигнал, наведенный планетой. Масса Wolf 503 b оказалась равной 6.26 ± 0.7 масс Земли, что при радиусе 2.04 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.92 +0.50/-0.44 г/куб.см. Орбита планеты оказалась весьма эксцентричной – ее эксцентриситет достигает 0.41 ± 0.05.
Сравнительно низкая средняя плотность исключает железокаменный состав Wolf 503 b. Планета содержит летучие вещества, но какие именно – пока не ясно. Авторы рассмотрели две модели этой планеты – землеподобное ядро, окруженное или водяной мантией, или водородно-гелиевой атмосферой. В первом случае доля воды составит 45 +19/-16% полной массы планеты, во втором – масса водородной атмосферы окажется равной 0.49 ± 0.25%. Разумеется, возможны и любые промежуточные варианты, когда планета содержит и воду, и водород с гелием. Сами авторы склоняются к первой модели, т.е. модели горячего супер-Ганимеда, поскольку за 11 ± 2 млрд. лет (возраст системы) водород из атмосферы, скорее всего, улетучился.
Помимо RV-сигнала от планеты b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в системе как минимум еще одного тела на широкой орбите.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.08092.pdf
18 июля 2021
Kepler-1704 b: экстремальная планета, так и не ставшая горячим юпитером
Современные модели формирования планетных систем сходятся на том, что горячие юпитеры формируются в протопланетном диске за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Среди механизмов такой миграции обычно рассматривают два: гравитационное взаимодействие с протопланетным диском, благодаря которому новорожденный гигант постепенно по спирали приближается к своей звезде, и высокоэксцентричная миграция – сценарий, в котором планета благодаря планет-планетному рассеянию или по механизму Козаи-Лидова сначала оказывается на высокоэксцентричной орбите с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Судя по разным наклонам орбит горячих гигантов к звездному экватору, в природе реализуются оба сценария.
Однако если перицентр эксцентричной орбиты оказывается не слишком близко к звезде, характерное время скругления может превышать возраст вселенной, и планета на такой орбите «застревает» надолго. Несколько планет-гигантов на резко эксцентричных орбитах уже известно (среди транзитных планет это HD 80606 b, Kepler-419 b, Kepler-1656 b, еще несколько обнаружено методом лучевых скоростей). Это достаточно редкий тип планет.
16 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная подтверждению планетной природы транзитного кандидата KOI-375.01, получившего также наименование Kepler-1704 b. Авторы провели процедуру валидации этой планеты и измерили ее массу методом лучевых скоростей. Планета отличается экстремальным эксцентриситетом орбиты, превышающим 0.9!
Звезда Kepler-1704 удалена от нас на 825 ± 11 пк. Она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.13 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.70 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 2.8 ± 0.2 раза превышает солнечную. Возраст Kepler-1704 составляет 7.4 +1.5/-1.0 млрд. лет.
«Кеплер» вел фотометрический мониторинг этой звезды на протяжении всей основной миссии, т.е. более трех лет. На кривой блеска было обнаружено два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, разделенных интервалом 989 суток. Для такого большого орбитального периода продолжительность транзитов составляла около 6 часов – примерно в 5 раз меньше, чем длился бы транзит планеты с тем же орбитальным периодом на круговой орбите. Уже тогда исследователи заподозрили, что орбита Kepler-1704 b резко эксцентрична. Это предположение полностью подтвердилось по характеру изменения лучевой скорости звезды, измеренной спектрографом HIRES. Как оказалось, эксцентриситет орбиты Kepler-1704 b достигает 0.921 ± 0.015!
При радиусе 1.065 ± 0.043 радиуса Юпитера масса этой необычной планеты составляет 4.15 ± 0.29 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 4.06 +0.54/-0.48 г/куб.см. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.16 а.е. в перицентре до 3.89 а.е. в апоцентре, т.е. в 24.3 раза! Средняя эффективная температура Kepler-1704 b оказалась равной 254 ± 4 К, т.е. сравнимой с эффективной температурой Земли, однако по диску своей звезды она проходит, находясь вблизи перицентра своей орбиты, где эффективная температура достигает 900 К.
Как Kepler-1704 b оказалась на своей необычной орбите? Авторы поискали возможных звездных или субзвездных компаньонов родительской звезды на глубоких снимках, полученных с помощью адаптивной оптики, но ничего не нашли. Нет свидетельств наличия дополнительных планет и в имеющихся RV-данных. Однако в пространстве параметров (масса компаньона – большая полуось его орбиты) есть область, где такой компаньон, существуя, мог бы остаться необнаруженным (например, массивная планета-гигант или коричневый карлик с большой полуосью 30-100 а.е.). Таким образом, пока вопрос открыт.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.06901.pdf
14 июля 2021
Система TOI-1749: суперземля и два мини-нептуна в резонансе 2:1
По данным «Кеплера» нептуны и суперземли являются наиболее распространенными типами экзопланет. Очень часто мини-нептуны и суперземли входят в состав многопланетных систем. Изучение физической природы сразу нескольких планет, вращающихся вокруг одной и той же звезды, позволяет сделать выводы об эффективности фотоиспарения атмосфер таких планет, а измерение вариаций времени наступления транзитов помогает оценить их массы даже в случае, когда метод лучевых скоростей не работает. Особенно заметными вариации моментов наступления транзитов бывают в случае, когда планеты близки к орбитальным резонансам низкого порядка (т.е. если их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа).
13 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у красного карлика TOI-1749. Орбиты двух внешних планет близки к резонансу 2:1, что позволило наложить верхние пределы на их массы.
TOI-1749 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 99.56 ± 0.12 пк. Его масса оценивается в 0.58 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.55 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 14.6 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды определен очень плохо, но, во всяком случае, он превышает 800 млн. лет.
TESS наблюдала TOI-1749 на 12, 14-21 и 23-26 секторах. Сначала были обнаружены две внешние планеты c и d (как более крупные, они давали транзитные события большей глубины), затем, с накоплением данных, удалось выявить и маленькую внутреннюю планету b. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Вероятность не планетной природы планеты b оценивается в 0.2-0.4%, планет c и d – меньше, чем в 7·10-5.
Итак, орбитальные периоды планет в системе TOI-1749 составляют 2.3884 ± 0.0007, 4.493 ± 0.004 и 9.050 ± 0.005 суток, а их радиусы – 1.4 ± 0.2, 2.12 ± 0.12 и 2.52 ± 0.15 радиусов Земли, соответственно. Близость двух внешних планет к орбитальному резонансу 2:1 позволила наложить довольно строгие верхние пределы на их массы – 14 и 15 масс Земли, тогда как верхний предел на массу внутренней планеты гораздо мягче – 57 масс Земли. Орбиты всех трех планет близки к круговым. Эффективные температуры планет в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону составили 831 ± 18, 673 ± 15 и 533 ± 12 К, т.е. все они горячее Меркурия.
Авторы оценили перспективы по точному измерению масс планет методом лучевых скоростей. При ожидаемых массах 3-4 масс Земли полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды составят 2-3 м/с. Из-за тусклости родительской звезды (+13.86 в видимых лучах) для измерения колебаний такой малой амплитуды нужны крупные телескопы с большой апертурой, например, 8.2-метровый Субару или один из 10-метровых телескопов обсерватории Gemini – для них такие измерения будут вполне по силам.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.05430.pdf
10 июля 2021
COCONUTS-2A b: планета-гигант на расстоянии 6471 а.е. от своей звезды
Подавляющее большинство экзопланет обнаружено не прямыми методами. Лишь несколько десятков молодых массивных планет-гигантов было открыто на снимках, полученных в инфракрасном диапазоне. Все эти планеты нагреты до высоких температур и являются источниками собственного теплового излучения. По мере совершенствования наблюдательной техники астрономы получают возможность регистрировать все более прохладные тела – если в начале века обнаруживали коричневые карлики и массивные планеты, разогретые до 1.5-2 тыс. градусов, то теперь можно получать изображения планет с температурой ниже 1000-700 К.
8 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у молодого красного карлика L 34-26, получившего также наименование COCONUTS-2A. Сначала планета была обнаружена под именем WISEPA J075108.79?763449.6 как слабый инфракрасный источник спектрального класса T9, удаленный от нас на 10.9 пк. Затем авторы сравнили параллакс этого источника и его собственное движение с аналогичными параметрами ближайших звезд, полученными «Гайей». И оказалось, что источник образует широкую пару с молодым красным карликом L 34-26. Несмотря на то, что объекты разделяет угловое расстояние 594 угловые секунды (6471 а.е. в проекции на небесную сферу), они находятся примерно на одном расстоянии и движутся в одну сторону с одинаковой скоростью. Вероятность случайной конфигурации такого рода оценивается авторами в 0.1%.
L 34-26 (COCONUTS-2A) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 10.888 ± 0.002 пк. Его масса составляет 0.37 ± 0.02 солнечных масс, радиус – 0.39 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 54 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается быстрым вращением и бурной хромосферной активностью, ее возраст оценивается в 150-800 млн. лет.
Масса планеты COCONUTS-2A b достигает 6.3 +1.5/-1.9 масс Юпитера, радиус – 1.11 ± 0.03 радиусов Юпитера, эффективная температура – всего 434 ± 9 К. Это одна из самых прохладных планет, для которых были получены прямые изображения, и самая близкая к Земле. Крайне маловероятно, что она образовалась в протопланетном диске красного карлика и была выброшена оттуда, скорее, она образовалась по звездному механизму – в результате гравитационного коллапса одного из сгущений гигантского молекулярного облака. Отношение масс планеты и звезды оценивается в 0.016 ± 0.005 (для сравнения, масса Юпитера составляет всего 0.001 от массы Солнца). С учетом равновероятной ориентации орбиты планеты в пространстве авторы оценили величину большой полуоси орбиты в 7506 +5205/-2060 а.е., а ее орбитальный период – в 1.1 +1.3/-0.4 млн. лет.
Параметры планеты больше совместимы с моделями «горячего старта», хотя некоторые варианты моделей «холодного старта» тоже дают похожие результаты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.02805.pdf
8 июля 2021
Планета Эпсилон Эридана b подтверждена с помощью астрометрии
Эпсилон Эридана (HD 22049, Gliese 144) – молодой оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас всего на 3.216 ± 0.002 пк. Возраст звезды по оценкам разных авторов составляет 400-800 млн. лет, она быстро вращается и демонстрирует высокий уровень хромосферной активности. Звезда окружена осколочным пылевым диском сложной структуры. В целом система HD 22049 очень напоминает молодую Солнечную систему.
В 2000 году рядом с эпсилон Эридана методом измерения лучевых скоростей была открыта планета-гигант с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера, орбитальным периодом ~6.9 земных лет и орбитальным эксцентриситетом 0.6-0.7. Многие планетологи тогда отнеслись к открытию скептически – планета на такой эксцентричной орбите неизбежно внесла бы возмущения в регулярную картину пылевого диска, состоящего из двух или трех отдельных колец с широкими промежутками между ними. Исходя из этого, они сочли, что колебания лучевой скорости эпсилон Эридана вызваны ее собственной активностью, а планеты с заявленными параметрами не существует.
В 2018 году строение этой системы было существенно уточнено. D.Mawet с коллегами проанализировали данные о лучевой скорости звезды, собранные за более чем три десятилетия наблюдений. Они нашли, что лучевая скорость эпсилон Эридана демонстрирует когерентные колебания с периодом 7.37 ± 0.07 земных лет, соответствующие планете с проективной (минимальной, m sin i) массой 0.78 +0.38/-0.12 масс Юпитера, которая вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 3.48 ± 0.02 а.е. По своему температурному режиму и небольшому эксцентриситету (0.07 ± 0.06) планета эпсилон Эридана b оказалась аналогом Юпитера. Такая планета гораздо лучше согласуется с наблюдаемой картиной пылевого диска.
2 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась небольшая статья, посвященная астрометрии звезды эпсилон Эридана, т.е. точному измерению ее положения на небесной сфере. Вращаясь вместе с планетой b вокруг общего центра масс, звезда должна регулярно отклоняться от ожидаемой прямолинейной траектории. Авторы проанализировали астрометрические данные, полученные как наземными инструментами, так и космическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Они нашли, что, согласно последним данным «Гайи», наблюдается текущее отклонение вектора скорости звезды величиной (6, 13) м/с от усредненного предвычисленного значения, которое согласуется с наличием планеты эпсилон Эридана b массой около одной массы Юпитера. Для более точного очерчивания орбиты планеты необходимы дальнейшие астрометрические измерения в течение нескольких лет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.01090.pdf
2 июля 2021
Измерено наклонение орбиты планеты TOI-942 b к экватору звезды
Человеческая жизнь слишком коротка, чтобы в реальном времени отслеживать эволюцию звезд и планетных систем, поэтому для изучения такой эволюции наблюдают звезды и планеты разного возраста. Особенно интересны наблюдения молодых планетных систем, поскольку в первые десятки и сотни миллионов лет их динамическая эволюция протекает наиболее бурно. Планеты мигрируют, теряют первичные атмосферы благодаря фотоиспарению, иногда переходят на высокоэксцентричные орбиты или вовсе выбрасываются из родительских систем.
Одним из маркеров динамической эволюции является наклонение плоскости орбиты планеты к звездному экватору. В Солнечной системе орбиты планет мало наклонены к экватору Солнца (орбита Земли – примерно на 7°), но известны системы, в которых планеты находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Каким образом они там оказались? Как быстро протекают процессы перехода на такие орбиты? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо измерять наклон орбит молодых планет разного возраста.
30 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты горячего нептуна TOI-942 b. Двухпланетная система TOI-942 была представлена в конце 2020 года, она включает два нептуна радиусами ~4.3 и ~4.8 радиусов Земли с орбитальными периодами 4.326 и 10.161 суток. Из-за бурной хромосферной активности звезды и ее быстрого вращения массы планет измерить не удалось, были получены только верхние пределы в 16 и 37 масс Земли. Возраст системы оценивается всего в 53 ± 22 млн. лет.
Чтобы измерить наклон орбиты внутренней планеты TOI-942 b, авторы проследили, как меняется усредненная лучевая скорость звезды во время транзита (т.е. пронаблюдали эффект Мак-Лафлина). Вступая с точки зрения земного наблюдателя на звездный диск, планета закрывает собой часть лучей, идущих или от приближающегося к нам в процессе вращения, или от удаляющегося от нас полушария звезды, что приводит к характерному N-образному изменению ее усредненной лучевой скорости. Эффект Мак-Лафлина позволяет измерить наклон орбиты транзитной планеты и определить, является ли она проградной или ретроградной.
Орбита TOI-942 b оказалась проградной и очень мало наклоненной к экватору звезды. Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ оказалась равной 1 +41/-33°. Определив период вращения звезды вокруг своей оси и наклон оси вращения к лучу зрения, авторы смогли определить и полный (трехмерный) угол наклона – 2 +27/-23°. Таким образом, TOI-942 b обращается почти точно в плоскости экватора своей звезды, причем в направлении, совпадающим с направлением ее вращения.
Авторы отмечают, что хотя орбиты самых молодых планет обычно мало наклонены к звездному экватору, уже начиная с возрастов ~100 млн. лет, количество планет на наклоненных орбитах растет.
Планеты известного возраста (моложе 2 млрд. лет) на плоскости «Возраст – Наклонение орбиты». TOI-942 b показана оранжевым цветом и подписана, также подписаны все планеты моложе 500 млн. лет.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.14968.pdf
Архив новостей:
2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2022_1 2022_2 2023_1
