29 июня 2023
Женевская группа представила пять долгопериодических планет-гигантов и один горячий нептун

К настоящему времени открыто свыше 5300 экзопланет, но только у 6% из них орбитальные периоды превышают 3 года. Основным и наиболее продуктивным методом поиска долгопериодических планет остается метод лучевых скоростей. Однако чтобы обнаруживать долгопериодические планеты, необходимы долгопериодические наблюдательные программы. Многие из известных RV-обзоров длятся около двух десятилетий – так, обширная программа по измерению лучевых скоростей звезд северного небе с помощью спектрографа SOPHIE началась в 2006 году, Англо-Австралийский обзор (AAPS) стартовал в 1998 году, программа поиска планет у звезд не далее 57.5 пк с помощью спектрографа HARPS приступила к работе в 2003 году. Долгие ряды наблюдений позволяют обнаруживать планеты-гиганты за снеговой линией, т.е. аналоги Юпитера.

8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась очередная статья от исследователей Женевской группы, работающих с данными HARPS. В качестве результата многолетних наблюдений за 12 звездами они представили пять новых планет-гигантов, один горячий нептун, один коричневый карлик и несколько маломассивных звезд. Звездные компаньоны попали в статью, посвященную планетам, поскольку их минимальные массы (m sin i) попали в субзвездный диапазон, и лишь с помощью астрометрии удалось определить, что перед нами не коричневые карлики, а настоящие звезды.

Таблица 1. Свойства родительских звезд с планетами

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. дет
HD 3964	48.68 ± 0.06	G5 V	1.01 ± 0.03	0.962 ± 0.009	0.89 ± 0.01	0.05 ± 0.01	2.5 ± 2.2
HD 94771	57.62 ± 0.06	G3/G5 V	1.20 ± 0.02	1.90 ± 0.02	3.28 ± 0.04	0.22 ± 0.02	5.7 ± 0.4
HIP 54597	39.55 ± 0.02	K5 V	0.69 ± 0.02	0.66 ± 0.03	0.208 ± 0.002	-0.22 ± 0.06	6.9 ± 4.5
GJ 1044	23.74 ± 0.01	K7 V	0.68 ± 0.02	0.75 ± 0.09	0.135 ± 0.002	0.12 ± 0.10	6.2 ± 4.7
HD 74698	51.85 ±0.04	G5 V	1.04 ± 0.03	1.33 ± 0.01	1.79 ± 0.02	0.07 ± 0.02	7.8 ± 1.2

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Минимальная масса, масс Юпитера	Освещенность, в единицах освещенности на земной орбите
HD 3964 b	1086 ± 10	2.07 ± 0.02	0.13 ± 0.08	0.58 ± 0.06	0.207 ± 0.005
HD 94771 b	2164 ± 21	3.48 ± 0.03	0.39 ± 0.05	0.53 ± 0.03	0.271 ± 0.006
HIP 54597 b	3250 ± 17	3.81 ± 0.02	0.04 ± 0.02	2.01 ± 0.03	0.0143 ± 0.0002
GJ 1044 b	1891 ± 56	2.63 ± 0.06	0.1 ± 0.1	0.7 ± 0.1	0.020 ± 0.001
GJ 1044 c	6360 +6260/-711	5.9 +3.4/-0.5	0.1 +0.2/-0.1	2.4 +1.5/-0.2	0.0039 +0.0045/-0.0007
HD 74698 b	15.017 ± 0.002	0.121 ± 0.001	0.1 ± 0.1	0.07 ± 0.01	123 ± 2
HD 74698 c	3449 ± 210	4.5 ± 0.2	0.2 +0.2/-0.1	0.40 ± 0.06	0.088 ± 0.008

Метод лучевых скоростей не позволяет измерить истинные массы планет, а только проективные (минимальные) массы, т.е. произведение массы на синус угла наклона орбиты m sin i. Чтобы оценить или хотя бы ограничить истинные массы планет, авторы обратились к данным, полученным астрометрической миссией «Гайя». Им удалось определить, что наклонение орбиты HIP 54597 b находится в интервале 60-120°, а значит, истинная масса превышает минимальную не более, чем на 16%. Наклонение GJ 1044 c близко к 50° (или 130°), а наклонение HD 74698 c оценивается в 90 ± 33°, а значит, и для этой планеты истинная масса мало отличается от минимальной. Истинные массы остальных планет пока не удалось определить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04420.pdf

 

 

27 июня 2023
Массивная суперземля у солнцеподобной звезды HD 307842

Распределение небольших экзопланет по радиусам имеет бимодальный вид: суперземли с радиусом меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2.0 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Элементный состав немногочисленных планет, попадающих в долину радиусов, может быть разным – встречаются там и массивные суперземли, и супер-ганимеды, окруженные водной мантией, и мини-нептуны с остатками водородной атмосферы. Изучение планет, расположенных в долине радиусов и по ее краям, позволит определить основные физические процессы, приводящие к дефициту планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли.

27 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию массивной суперземли у солнцеподобной звезды HD 307842 (TOI-784). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

HD 307842 – звезда главной последовательности спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 64.59 ± 0.05 пк. Ее масса оценивается в 0.91 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 0.91 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза меньше солнечной. Низкий уровень активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте в 7.8 ± 3.4 млрд. лет.

HD 307842 попала на 10 и 11, а затем и 37 и 38 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.797 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.93 ± 0.11 радиусов Земли. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 35 замеров лучевой скорости HD 307842 с помощью спектрографа PFS, 20 замеров с помощью спектрографов сети LCO (NRES) и 3 замера с помощь спектрографа CHIRON. Масса планеты оказалась равной 9.67 ± 0.83 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.4 ^+1.4/_-1.2 г/куб.см. Такая средняя плотность соответствует планете железокаменного состава с преобладанием силикатов.

Планета HD 307842 b (показана красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. HD 307842 b находится чуть ниже линии силикатных (каменных) планет.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость HD 307842 продемонстрировала еще одно колебание с возможным периодом 20, 23, 28, 34, 44 и 63 суток. Точное значение периода остается неизвестным из-за малого количества измерений лучевой скорости и плохого покрытия фазовой кривой. Если предположить планетную природу второго RV-сигнала, минимальная масса планеты попадет в диапазон 12.6-31.1 масс Земли, а большая полуось орбиты – в диапазон 0.14-0.30 а.е.

Чтобы определить точное значение периода второго RV-сигнала и убедиться в его планетной природе, необходимы дальнейшие измерения. В случае, если ее орбитальный период составляет 44 или 63 суток, не исключено, что и вторая планета также окажется транзитной, и тогда есть шанс обнаружить ее во время продленной миссии TESS.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.14655.pdf

 

 

23 июня 2023
Четырехпланетная система TOI-4010

Архитектура, по крайней мере, внутренней части планетных систем в целом не случайна – одни типы систем встречаются гораздо чаще, чем другие. Например, горячие юпитеры одиноки – в подавляющем большинстве случаев в системах с горячим юпитером нет других планет. Напротив, маломассивные горячие планеты часто объединены в плоские компактные плотно упакованные системы, нередко связанные цепочками орбитальных резонансов. К какому типу архитектуры больше тяготеют планеты промежуточного размера (т.е. те, чьи массы и радиусы являются средними между массами и радиусами Нептуна и Сатурна), пока неясно. Тем интереснее изучать системы, включающие в себя несколько таких планет.

21 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная четырехпланетной системе TOI-4010. Система включает транзитный горячий нептун, два транзитных субсатурна и не транзитный газовый гигант на широкой орбите. Три внутренние планеты были открыты TESS, удаленную четвертую планету нашли в процессе измерения их массы методом лучевых скоростей.

TOI-4010 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 176.5 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.88 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~2.7 раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом 6.1 ± 3.1 млрд. лет и повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца.

TESS наблюдала TOI-4010 на 24, 25, 52 и 58 секторах. Еще на кривой блеска, полученной на 24 и 25 секторах, были обнаружены три транзитных кандидата с периодами 1.348, 5.415 и 14.709 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.02 ± 0.08, 5.93 ± 0.12 и 6.18 ± 0.15 радиусов Земли, соответственно, в дальнейшем они были подтверждены по наблюдениям 52 и 58 секторов.

Для измерения масс планет авторы получили 112 замеров лучевой скорости родительской звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Периодограмма показала три четких пика, соответствующих транзитным планетам. Массы планет оказались равными 11.0 ± 1.3, 20.3 ± 2.1 и 38.2 ± 3.3 масс Земли, соответственно. Таким образом, внутренняя планета оказалась горячим нептуном, а вторая и особенно третья планеты – планетами промежуточных размеров, чьи параметры являются промежуточными между параметрами Нептуна и Сатурна. Средние плотности транзитных планет составили 2.2 ± 0.3, 0.5 ± 0.1 и 0.9 ± 0.1 г/куб.см, соответственно, а эффективные температуры – 1441 ± 14 К, 907 ± 9 К и 650 ± 6 К. Орбиты планет b и c близки к круговым, эксцентриситет орбиты планеты d тоже невелик – 0.07 ± 0.03.

Планеты системы TOI-4010 (показаны ромбами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава: зелеными линиями показаны железокаменные ядра с водородными атмосферами, голубыми линиями – водно-каменные ядра с водородной атмосферой, доля водорода в процентах указана у каждой линии.

Помимо колебаний, вызванных транзитными планетами, лучевая скорость TOI-4010 продемонстрировала еще одно колебание с периодом 762 ± 90 суток (2.09 ± 0.25 земных лет), не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что оно вызвано четвертой планетой – газовым гигантом с минимальной (m sin i) массой 2.18 ± 0.21 масс Юпитера. Четвертая планета TOI-4010 e вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1.57 ± 0.13 а.е. и эксцентриситетом 0.26 ± 0.04, ее средняя эффективная температура оценивается в 174 ± 8 К, т.е. тепловой режим соответствует Главному поясу астероидов.

Наклонение орбиты и истинная масса TOI-4010 e пока остаются неизвестными. Однако данные, полученные «Гайей», позволили наложить ограничения на оба этих параметра. Поскольку в астрометрических данных отсутствуют признаки ускорения звезды, вызванные массивным компаньоном, масса TOI-4010 e не превышает 6 масс Юпитера, а наклонение ее орбиты не меньше 20°. Весьма вероятно, что система TOI-4010 является плоской, а значит, истинная масса четвертой планеты мало отличается от ее минимальной массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.05308.pdf

 

 

22 июня 2023
TOI-908 b: транзитный горячий нептун у солцеподобной звезды

Если расположить известные экзопланеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» или «Орбитальный период – Масса», то область с радиусами между 2 и 10 радиусов Земли и периодами меньше 5 суток окажется почти пустой – планет там во много раз меньше, чем в других областях диаграммы. Этот дефицит получил название «пустыня горячих нептунов». Происхождение пустыни горячих нептунов пока неясно. Предложено несколько гипотез, среди которых – фотоиспарение водородных атмосфер нептунов под действием мощного излучения близкой звезды и приливное разрушение легких газовых гигантов. Чтобы определить, какая из гипотез ближе к истине (а может, справедливы обе), необходимо изучать планеты, находящиеся или внутри «пустыни», или по ее краям.

19 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего нептуна TOI-908 b, расположенного на краю пустыни горячих нептунов. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-908 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 175.7 ± 4.2 пк. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к солнечной. Возраст звезды составляет 4.6 ± 1.5 млрд. лет.

TESS наблюдала TOI-908 на 1, 12, 13, 27, 28 и 39 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.1838 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 3.19 ± 0.16 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 42 измерения лучевой скорости TOI-908 с помощью спектрографа HARPS. Масса планеты оказалась равной 16.1 ± 4.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.74 ^+0.24/_-0.35 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.04166 а.е., его эффективная температура достигает 1317 ± 38 К.

Планета TOI-908 b (показана желтым цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Расчеты внутреннего строения TOI-908 b показали, что на долю водородно-гелиевой оболочки приходится лишь 2.2 ± 1.0% полной массы планеты, которые при этом занимают ~27% ее радиуса (0.87 радиусов Земли). По всей видимости, раньше радиус этой планеты достигал 5-7 радиусов Земли, но фотоиспарение водорода уменьшило ее размеры и увеличило среднюю плотность. Потеря водорода продолжается и сейчас, так что планета может превратиться в «голое» ядро еще до наступления стадии красного гиганта родительской звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.09758.pdf

 

 

21 июня 2023
TRAPPIST-1 c: у аналога Венеры нет венерианской атмосферы

Чтобы понять причины различий между планетами Солнечной системы, в частности, между Землей и Венерой, необходимо изучать землеразмерные экзопланеты. Только изучение множества объектов одного типа позволяет разделить закономерное и случайное, необходимое и достаточное. Что привело Венеру к ее адскому климату? Всякая ли землеразмерная планета с уровнем освещенности, как на Венере, будет окутана венерианской атмосферой?

Лишь недавно развитие наблюдательной техники позволило подойти к изучению землеразмерных планет у других звезд. Пока наблюдениям доступны только землеразмерные планеты у звезд красных карликов. Настоящим подарком для ученых стало открытие планетной системы TRAPPIST-1, удаленной от нас на 12.1 пк и включающей семь транзитных землеразмерных планет, три из которых попадают в обитаемую зону. Одна из планет этой системы, а именно TRAPPIST-1 c, очень похожа на Венеру по своим размерам и уровню освещенности.

19 июня 2023 года в онлайн-версии журнала Nature вышла статья, посвященная наблюдениям планеты TRAPPIST-1 c с помощью инструмента MIRI на JWST. Авторы пронаблюдали 4 вторичных минимума этой планеты (вторичный минимум – небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду) и определили температуру ее дневного полушария. Сравнение измеренной температуры с предсказаниями атмосферных моделей позволило наложить серьезные ограничения на возможные состав и плотность атмосферы этой планеты.

Наблюдения TRAPPIST-1 c были проведены 27, 30 октября и 6, 30 ноября 2022 года на MIRI с фильтром F1500W, пропускающем инфракрасные лучи с длиной волны 15 ± 3 мкм, в этом диапазоне находится сильная полоса углекислого газа. Если бы TRAPPIST-1 c была окутана плотной углекислотной атмосферой, глубина вторичного минимума оказалась бы очень низкой, возможно, его вообще не удалось бы зафиксировать. Однако глубина вторичного минимума оказалась равной 421 ± 94 ppm, что соответствует яркостной температуре дневного полушария 380 ± 31 К.

Много это или мало?
Если бы планета TRAPPIST-1 c была совершенно черной и лишенной атмосферы, средняя температура ее дневного полушария составила бы 430 К. Если бы она была черной, но действовал механизм эффективного теплопереноса на ночную сторону, делающий на всей планете одинаковую температуру, эта температура была бы равна 340 К. Измеренное значение лежит между этими предельными случаями, что говорит или о некотором теплопереносе, или о высоком альбедо дневного полушария, достигающем 0.57 ^+0.12/_-0.15.

Сравнение модельных эмиссионных спектров TRAPPIST-1 c при разных предположениях о составе и плотности ее атмосферы. По оси абсцисс отложена длина волны в мкм, по оси ординат –отношение потока излучения планеты к потоку излучения звезды. Красным ромбом с барами ошибок показано измерение MIRI. Плотная углекислотная атмосфера с давлением 10 бар исключается, как и атмосфера с облаками из серной кислоты, подобная атмосфере и облакам Венеры.

Чтобы оценить параметры атмосферы TRAPPIST-1 c, авторы построили сетку моделей атмосферы, состоящей из молекулярного кислорода с примесью углекислого газа. Доля углекислого газа в смеси варьировалась от 1 ppm до 100%, а давление у поверхности – от 100 до 0.01 бар. Предполагалось, что кислород мог накопиться в атмосфере благодаря фотолизу водяного пара и улетучиванию водорода в космос. Также авторы рассчитали модель атмосферы Венеры как с облаками из серной кислоты, так и без них.

Как оказалось, большинство рассчитанных моделей можно исключить – они не согласуются с результатом, полученным MIRI. Чистая углекислотная атмосфера исключается вплоть до давления 0.01 бар, что сравнимо с давлением на поверхности Марса. Допустима кислородная атмосфера с примесью 0.01-0.1% углекислоты с давлением у поверхности 0.1 бар, или кислородная атмосфера с давлением у поверхности 1 бар с примесью 1 ppm углекислоты (однако последний вариант выглядит физически неправдоподобно). Полностью исключаются варианты атмосферы с давлением у поверхности 10 бар и больше, независимо от состава. Наконец, допустимо и полное отсутствие атмосферы при условии, что поверхность TRAPPIST-1 c сложена светлыми горными породами ультраосновного состава (например, оливином, диопсидом, энстатитом, и пр.)

Сравнение наблюдаемой глубины вторичного минимума TRAPPIST-1 c с предсказаниями моделей кислородно-углекислотной атмосферы. По оси абсцисс отложена доля углекислого газа в газовой смеси, по оси ординат – атмосферное давление у поверхности планеты. Цвет клеток и число в каждой из них показывает разницу между наблюдением и предсказанием соответствующего варианта атмосферной модели в сигма (стандартных отклонениях). Лучше всего с наблюдениями согласуются варианты модели, чьи клетки покрашены светлым, а число в клетке не превышает единицу.

Небольшое количество кислорода в атмосфере TRAPPIST-1 c позволяет наложить верхний предел на количество воды, которое эта планета захватила из протопланетного диска. Авторы нашли, что на TRAPPIST-1 c воды было не больше 4.0 ^+1.3/_-0.8 земных океанов. Даже в наиболее пессимистическом случае (в предположении, что доля углекислоты в газовой смеси составляет только 1 ppm) на TRAPPIST-1 c было не больше 9.5 ^+7.5/_-2.3 земных океанов.

Вероятно, остальные планеты этой системы, в том числе планеты, попадающие в обитаемую зону, также были не слишком обогащены летучими элементами.

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-06232-z__
Если не открывается, то https://arxiv.org/pdf/2306.10150.pdf

 

 

20 июня 2023
TOI-2018 b: мини-нептун у звезды, бедной металлами

Распространенность планет-гигантов сильно зависит от металличности родительской звезды – чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант. При этом для планет малых масс такой зависимости нет. Эту закономерность связывают с условиями формирования газовых гигантов – планеты этого типа образуются путем быстрой аккреции на ядро вещества протопланетного диска, пока тот еще богат газом. Мини-нептуны, доля водорода в которых составляет ~1%, могут формироваться более долгое время, когда газ диска в значительной степени успевает рассеяться.

16 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию мини-нептуна у бедного тяжелыми элементами оранжевого карлика TOI-2018. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.

TOI-2018 (HIP 74981, BD+29 2654) – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 28.04 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.57 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 10 раз меньше солнечной. Звезда отличается низким содержанием тяжелых элементов – их в 3.8 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды остается неизвестным: разные методы определения возраста приводят к разным значениям, противоречащим друг другу – от 2.4 ± 0.2 млрд. лет до 8-9 млрд. лет.

TOI-2018 попала на 24 и 51 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 7.43558 ± 0.00002 суток и глубиной, соответствующий планете радиусом 2.27 ± 0.07 радиусов Земли. Чтобы определить массу планеты, авторы проанализировали 38 архивных измерений лучевой скорости звезды, полученных HIRES. Масса оказалась равной 9.2 ± 2.1 масс Земли, что соответствует средней плотности 4.4 ± 1.0 г/куб.см.

На диаграмме «Масса – Радиус» планета TOI-2018 b лежит выше линии силикатов, но ниже линии воды. Это означает, что она может быть супер-ганимедом, или океанидой – планетой, состоящей примерно наполовину из скальных пород и воды, и не иметь заметной водородной атмосферы. С другой стороны, она может быть железокаменным ядром, окруженным первичной водородно-гелиевой атмосферой массой 0.5-1.0% полной массы планеты. Масса TOI-2018 b близка к порогу, начиная с которого начинается неудержимая аккреция газа из протопланетного диска, так что эту планету можно считать «голым» ядром газового гиганта.

Помимо транзитов TOI-2018 b авторы обнаружили на кривой блеска слабый транзитный сигнал периодом 11.244 суток и глубиной около 520 ppm. Если этот сигнал реален и имеет планетную природу, радиус планеты составит 1.54 ± 0.14 радиусов Земли, а масса будет меньше 3.6 масс Земли. Достоверность второго сигнала слишком низка, чтобы пройти валидацию, так что авторы оставляют его в статусе транзитного кандидата.

Планета TOI-2018 b и транзитный кандидат TOI-2018.02 (показаны красным цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Синим цветом показаны планеты, вращающиеся вокруг звезд низкой металличности ([Fe/H] < -0.4). Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в том числе сплошной голубой линией показана модель, включающая железокаменное ядро и 20% воды в виде закритического флюида. Пунктирной и точечной фиолетовыми линиями показаны модели с водородной атмосферой массой 0.5 и 1% полной массы планеты.

Пока неясно, является ли TOI-2018 b супер-ганимедом, или она представляет собой железокаменное ядро, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой массой 0.5-1% полной массы планеты. Чтобы определить, какая из моделей ближе к истине, авторы предлагают пронаблюдать транзиты этой планеты в линии гелия (в лучах с длиной волны 10830 Ангстрем). Если в линии гелия глубина транзита окажется больше, чем в белом свете, это будет доказательством наличия первичной атмосферы и ее продолжающегося фотоиспарения. Яркость родительской звезды делает систему TOI-2018 прекрасной целью для JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.08179.pdf

 

 

19 июня 2023
Открыты два мини-нептуна у красного карлика TOI-1470

Как известно, распределение небольших экзопланет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли и обогащенные летучими элементами мини-нептуны разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Положение зазора Фултона зависит от орбитального периода планет и от спектрального класса родительских звезд. Предполагают, что долина радиусов обусловлена улетучиванием протяженных водородных атмосфер мини-нептунов благодаря фотоиспарению, однако здесь еще много неясного.

16 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных мини-нептунов у красного карлика TOI-1470. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.

TOI-1470 – красный карлик спектрального класса M1.5 V, удаленный от нас на 51.95 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.47 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.469 ± 0.003 солнечных радиусов, светимость в 26.6 раз меньше солнечной. Звезда сравнительно молода – ее возраст составляет 0.6-2.0 млрд. лет.

TOI-1470 попала на 17, 18, 24 и 58 сектора TESS. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил на кривой блеска транзитный сигнал с периодом 2.52709 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.18 ± 0.04 радиусов Земли. После удаления этого сигнала авторы обнаружили еще один транзитный кандидат с периодом 18.08816 суток, не вошедший в каталог TOI, он соответствовал планете с радиусом 2.47 ± 0.02 радиусов Земли.

Для подтверждения планетной природы обоих кандидатов и измерения их массы авторы получили 44 замера лучевой скорости звезды с помощью спектрографа CARMENES. Они нашли, что масса внутренней планеты TOI-1470 b составляет 7.32 ± 1.24 масс Земли (средняя плотность 3.86 ± 0.7 г/куб.см), а масса внешней планеты TOI-1470 c – 7.24 ± 2.87 масс Земли (средняя плотность 2.7 ± 1.1 г/куб.см). Оба мини-нептуна вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 0.0285 ± 0.0004 и 0.106 ± 0.001 а.е., соответственно. Температурный режим внешней планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, внутренняя планета оказывается заметно горячее Меркурия.

Планеты системы TOI-1470 (показаны красными звездами и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Марс, Венера, Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Сравнение параметров планет с моделями показывает, что TOI-1470 b является, по всей видимости, супер-ганимедом без существенной водородной атмосферы, тогда как у TOI-1470 c масса водородной атмосферы может достигать 0.1% полной массы планеты. Темпы потери водорода планетой b достигают 0.47 масс Земли за миллиард лет, тогда как аналогичная величина для планеты c в 11 раз меньше. Определить состав атмосфер можно было бы с помощью JWST, однако из-за невысоких значений метрики трансмиссионного спектра новые планеты не попадают в список первоочередных целей этого телескопа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.08516.pdf

 

 

15 июня 2023
Два транзитных мини-нептуна у оранжевого карлика HD 15906

По данным «Кеплера» большинство экзопланет имеют размеры, промежуточные между размерами Земли и Нептуна. Часть из них (с радиусами до ~1.5 радиусов Земли) являются железокаменными суперземлями, часть (с радиусами 2-4 радиусов Земли) окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами и являются мини-нептунами. Планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли довольно мало, этот минимум называют зазором Фултона или долиной радиусов.

Среди планет, обнаруженных TESS, мини-нептуны также составляют большинство. Часть из них достаточно прохладны – с температурами меньше 700 К. Изучение таких планет особенно интересно, потому, что у них нет аналога в Солнечной системе.

8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных мини-нептунов у сравнительно близкого и яркого оранжевого карлика HD 15906. Открытие было сделано TESS и подтверждено спутником ChEOPS, который помог определить орбитальный период внешней планеты. Массу планет пока определить не удалось, планеты подтверждены лишь статистически (прошли процедуру валидации).

HD 15906 (HIP 11865, TOI-461) – звезда главной последовательности спектрального класса K2 V, удаленная от нас на 45.80 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 0.79 ^+0.02/_-0.04 солнечных масс, радиус – в 0.762 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость – в 0.27 ± 0.02 солнечных светимостей, содержание тяжелых элементов близко к солнечному. Возраст звезды определить не удалось – разные методы его оценки дают противоречащие друг другу значения от 0.3-0.5 до 6.8 млрд. лет.

TESS наблюдала HD 15906 на 4 и 31 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 10.935 суток и глубиной 729 ± 54 ppm, соответствующий планете с радиусом 2.24 ± 0.08 радиусов Земли. Кроме того, было зарегистрировано еще два транзитных события глубиной 1243 ± 54 ppm, соответствующей планете радиусом 2.93 ± 0.07 радиусов Земли. Поскольку эти два транзита были разделены двухлетним периодом, когда звезда не наблюдалась, авторы составили ряд возможных орбитальных периодов внешней планеты. Для определения истинного периода был использован спутник ChEOPS. Период оказался равным 21.583 суток.

Таким образом, планеты вращаются вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.090 ± 0.001 и 0.141 ± 0.002 а.е., их равновесные температуры оцениваются в 668 ± 13 и 532 ± 10 К.

Авторы попытались измерить массы планет, проанализировав 18 архивных измерений лучевой скорости звезды HD 15906, полученных спектрографом HARPS, и 7 измерений, полученных спектрографом FIES. К сожалению, им этого не удалось – измерения лучевой скорости, свернутые по фазе с периодом каждой из планет, выглядят случайными с разбросом в ± 15 м/с. Как пишут сами авторы, это исключает наличие колебаний с полуамплитудой свыше 10.7 м/с, что накладывает на массы внутренней и внешней планет верхние пределы в 32 и 39 масс Земли, соответственно. Истинные массы планет, полученные из эмпирических соотношений масса-радиус, оцениваются в 6.2 ± 1.5 и 9.5 ± 2.4 масс Земли, а соответствующие им полуамплитуды колебаний лучевой скорости – в 2.1 ± 0.5 и 2.5 ± 0.7 м/с. Обе эти величины можно измерить уже существующими спектрографами, например, HARPS, если провести интенсивную наблюдательную кампанию, включающую порядка сотни измерений.

Благодаря яркости родительской звезды (+7.46 в полосе K) обе планеты будут хорошими целями для JWST в качестве примера умеренно нагретых мини-нептунов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04511.pdf

 

 

14 июня 2023
Два транзитных нептуна и массивный компаньон у звезды HD 12572

Транзитные планеты с относительно большими орбитальными периодами редки, но очень интересны, поскольку дают возможность изучить свойства атмосфер умеренно нагретых экзопланет. Большинство долгопериодических транзитных планет были обнаружены «Кеплером» в рамках основной миссии, когда телескоп в течение трех лет почти непрерывно наблюдал одну и ту же область неба (т.н. Поле «Кеплера»). Дело в том, что для автоматического обнаружения транзитной экзопланеты на кривой блеска звезды необходимо наличие не менее трех последовательных транзитных событий одной и той же глубины и продолжительности. Если транзитов меньше трех, то такая планета, скорее всего, будет пропущена, если только исследователи не поставят себе целью искать единичные транзитные события.

Особенно остро эта проблема встала перед учеными, изучающими данные TESS. Один сектор TESS наблюдает лишь в течение 27 суток, поэтому если звезда не попадает на перекрывающиеся сектора, долгопериодическая планета может оставить на кривой блеска только один транзит. Обычно TESS возвращается к наблюдениям старых секторов спустя два года, и если во время этих наблюдений удается зарегистрировать еще один транзит, это не позволяет определить орбитальный период планеты, а только ряд возможных периодов. Максимальный период из этого ряда равен интервалу между двумя зарегистрированными транзитами, следующий в два раза меньше, затем в три раза меньше, и так далее. Чтобы определить истинный орбитальный период долгопериодической планеты, часто используют спутник ChEOPS, способный снимать фотометрию выбранной звезды в моменты ожидаемых транзитов. И даже в этом случае приходится запастись терпением.

8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная планетной системе HD 12572 (HIP 9618). TESS наблюдала эту звезду на 17, 42 и 43 секторах. Сначала получилась путаница – транзиты двух разных планет на 17 секторе были приписаны одной планете с периодом около 11 суток. Но вскоре ученые разобрались и выяснили, что вокруг звезды HD 12572 вращаются две планеты близкого размера. Период одной из них удалось определить непосредственно из кривой блеска, полученной TESS, а со второй пришлось повозиться.
Один транзит второй планеты был найден на 17 секторе, второй – на 42 секторе, в промежутке между ними в течение 680 суток звезда не наблюдалась. Исследователи построили ряд возможных орбитальных периодов второй планеты и стали наблюдать HD 12572 в подходящее время спутником ChEOPS. Трижды наблюдения ни к чему не приводили – в ожидаемое время транзитов не было, и лишь на четвертый раз исследователям улыбнулась удача.

Итак, HD 12572 (HIP 9618, TOI-1471) – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 67.3 ± 0.1 пк. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.966 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость составляет около 83% солнечной светимости.

Вокруг звезды вращаются два нептуна с радиусами 3.90 ± 0.044 и 3.34 ± 0.04 радиусов Земли и орбитальными периодами 20.7729 и 52.5635 суток, соответственно. Равновесные температуры планет оцениваются в 663 ± 9 К и 487 ± 7 К. Эксцентриситеты орбит обеих планет довольно велики – около 0.22, но определены с такими большими погрешностями, что орбиты могут оказаться и круговыми.

Чтобы определить массы планет, авторы получили 13 измерений лучевой скорости HD 12572 с помощью спектрографа HARPS-N и 27 измерений с помощью спектрографа SOPHIE. Масса внутренней планеты оказалась равной 10.0 ± 3.1 масс Земли, а на массу второй был наложен верхний предел в 18.3 масс Земли. Благодаря яркости родительской звезды обе планеты будут прекрасными целями для JWST, который сможет изучить свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Кроме слабых периодических колебаний, вызванных внутренней планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует многолетний дрейф в 19.2 м/с в год, говорящий о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. По расчетам авторов, этим телом может быть коричневый карлик или маломассивная звезда с массой 0.08 ^+0.12/_-0.05 солнечных масс и большой полуосью орбиты 26 ⁺¹⁹/_-11 а.е. Наклонение орбиты внешнего массивного тела составляет 89 ± 6°, что близко к наклонению орбит обеих внутренних планет. По всей видимости, система HD 12572 довольно плоская.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04450.pdf

 

 

12 июня 2023
TOI-5678 b: очень теплый нептун на 47.7-суточной орбите

Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных экзопланет расположены на тесных орбитах и сильно нагреты. Однако постепенно растет и количество сравнительно долгопериодических транзитных экзопланет. Так, «Кеплер» обнаружил несколько транзитных планет с орбитальными периодами 100-300 суток. Однако целевые звезды «Кеплера», как правило, очень тусклые (+14 – +16 звездной величины), что затрудняет дальнейшие исследования.

Транзитная миссия TESS наблюдает более яркие звезды (ярче +11 – +12 звездной величины), однако продолжительность одного сектора составляет лишь 27 суток. Поэтому если ученым улыбается удача увидеть транзит долгопериодической планеты, часто этот транзит оказывается единственным. По наблюдениям одного транзита можно определить радиус планеты, но ее орбитальный период остается неизвестным. Нередко бывает и так, что эта же звезда попадает в поле зрения TESS через год-два, и тогда регистрируется второй транзит. Но и в этом случае орбитальный период планеты остается плохо определен – он может быть равен интервалу между двумя наблюдавшимися транзитами, интервалу в два раза меньше, в три раза, в четыре, и так далее. В этом случае на помощь приходит метод измерения лучевых скоростей.

8 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого нептуна TOI-5678 b. TESS наблюдала его родительскую звезду на 4, 30 и 31 секторе, и было обнаружено 2 транзитных события – на 4 и 30 секторе. Поскольку между ними прошло два года, во время которых звезда не наблюдалась, орбитальный период планеты остался неизвестным. Чтобы его определить, авторы провели фотометрические наблюдения звезды TOI-5678 с помощью спутника ChEOPS, а затем получили 14 измерений ее лучевой скорости с помощью спектрографа CORALIE и 23 измерений с помощью HARPS.

TOI-5678 – звезда главной последовательности спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 164.0 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.905 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.938 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.4 раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 8.5 ± 3.0 млрд. лет.

При радиусе 4.91 ± 0.08 радиусов Земли масса планеты TOI-5678 b составила 20 ± 4 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.94 ± 0.19 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.249 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.07, и делает один оборот за 47.73 суток. Равновесная температура TOI-5678 b оценивается в 513 ± 8 К.

По расчетам авторов исследования, на долю водородно-гелиевой оболочки приходится 3.2 ^+1.7/_-1.3 масс Земли, т.е. ~16% полной массы планеты, однако она занимает примерно половину радиуса (2.53 ± 0.33 радиусов Земли). Таким образом, TOI-5678 b является типичным нептуном.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2306.04295.pdf

 

 

7 июня 2023
HN Весов b: суперземля в обитаемой зоне близкого красного карлика

Близкие и относительно яркие красные карлики – наиболее удобные цели для поисков небольших планет в обитаемой зоне. Несколько таких планет уже открыто, однако этого недостаточно для глубокого понимания того, как формируются и эволюционируют планетные системы маломассивных звезд. Кроме удачного расположения на орбите, потенциально обитаемая планета должна иметь и определенный химический состав – в частности, обогащенность водородом и гелием делает планету мини-нептуном и вычеркивает ее из списка потенциально обитаемых. Важно также количество воды – если планета сформировалась за снеговой линией, она может оказаться супер-ганимедом (океанидой), покрытой глобальным океаном глубиной в сотни километров. Чтобы определить реальную долю потенциально обитаемых планет, необходимо изучать как можно большее количество планет в обитаемой зоне.

1 июня 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию суперземли или мини-нептуна у близкого красного карлика HN Весов. Открытие было сделано методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CARMENES, HARPS и HIRES.

HN Librae (GJ 555) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас всего на 6.253 ± 0.002 пк. Его масса оценивается в 0.291 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.299 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 99 раз меньше солнечной. Медленное вращение и низкий уровень активности говорят о зрелом возрасте, однако формально возраст определен плохо – 0.8-8 млрд. лет.

Авторы получили на CARMENES 94 измерения лучевой скорости этой звезды, а также воспользовались 14 архивными измерениями, полученными на HARPS, и 34 – на HIRES. Полное время наблюдений охватило 9 лет.

Лучевая скорость звезды демонстрирует два колебания с периодами 36.12 ± 0.03 и 113.5 ± 0.2 суток. Первое колебание не сопровождается никакими признаками звездной активности, второе близко к периоду вращения звезды (96 ± 2 суток). Весьма вероятно, что оба колебания вызваны планетами, но для подтверждения планетной природы 113.5-суточного RV-сигнала нужны дополнительные наблюдения, на данный момент оно остается в статусе кандидата.

Минимальная (проективная) масса планеты HN Lib b составляет 5.46 ± 0.75 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.142 ± 0.002 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Марса.

Если 113.5-суточное колебание также вызвано планетой, то ее минимальная масса составляет 9.7 ± 1.9 масс Земли, большая полуось орбиты 0.304 ± 0.005 а.е., а температурный режим соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов. Скорее всего, обе планеты являются мини-нептунами, поскольку маловероятно, что при массе ~5.5 масс Земли не слишком горячая планета потеряет свою первичную водородно-гелиевую атмосферу.

Известные потенциально обитаемые планеты у красных карликов. HN Lib b обозначена темно-красным цветом.

Вероятность транзитной конфигурации HN Lib b мала – около 1%. К сожалению, TESS не наблюдала эту систему и не планирует наблюдать ее в будущем. В зависимости от состава, радиус HN Lib b может быть близким к 1.6, 2.0 и 2.4 радиусам Земли в зависимости от того, является ли эта планета суперземлей, супер-ганимедом или мини-нептуном.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.19677.pdf

 

 

1 июня 2023
TOI-1416 b: горячая суперземля с паровой атмосферой

Формально планетами с ультракороткими периодами называют экзопланеты с орбитальными периодами меньше 1 суток. В подавляющем большинстве радиусы этих планет меньше 2 радиусов Земли, а высокая средняя плотность говорит о железокаменном составе. Впрочем, из 126 планет с ультракороткими периодами массы измерены только у 34, так что здесь возможны сюрпризы. Например, часть планет, несмотря на близость к своей звезде и сильный нагрев, может быть обогащена водой и другими летучими веществами.

31 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы горячей суперземли TOI-1416 b. Орбитальный период этой планеты составляет 1.067 суток, так что формально она не является планетой с ультракоротким периодом, однако ее свойства близки к свойствам планет этой группы.

TOI-1416 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V (по некоторым признакам – K0 V), удаленная от нас на 55.04 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 0.80 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.79 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость составляет примерно треть солнечной. Низкая активность говорит о зрелом возрасте 7-14 млрд. лет, но, с другой стороны, для такого возраста звезда слишком быстро вращается. Авторы осторожно отмечают, что возраст звезды, во всяком случае, больше 1 млрд. лет.

TESS наблюдала TOI-1416 на 16, 23 и 50 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала слабый транзитный сигнал с глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.62 ± 0.06 радиусов Земли. Интересно, что отношение сигнал/шум единичного транзита составляет всего 3.6, так что обнаружить планету удалось, только накопив сигнал. После стандартной процедуры валидации авторы измерили массу кандидата методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CARMENES, HARPS-N, Levy, HIRES и iSHELL.

Масса планеты TOI-1416 b оказалась равной 3.48 ± 0.47 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.5 ^+1.0/_-0.8 г/куб.см. Эта средняя плотность слишком низка для железокаменного состава (на диаграмме Масса-Радиус планета лежит выше линии силикатных планет). Скорее всего, планета содержит значительную (1-15%) долю воды. Водородно-гелиевая атмосфера над железокаменным ядром крайне маловероятна, поскольку из-за близости к родительской звезде (равновесная температура TOI-1416 b оценивается в 1517 ± 39 К) водород должен быстро улетучиться. Атмосфера планеты может содержать гелий и/или тяжелые газы.

Планета TOI-1416 b (показана красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Коричневым цветом показаны планеты с периодами короче 2 суток. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, черной пунктирной линией показаны планеты в виде океана магмы с растворенными в нем 5.4% воды.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость TOI-1416 демонстрирует еще одно колебание с периодом 29.53 суток и полуамплитудой 5.2 м/с, соответствующей планете с минимальной массой (m sin i) 21.6 ± 3 масс Земли. Однако авторов исследования смущает сильная близость этого периода к синодическому периоду Луны. Возможно, второе колебание отражает загрязнение спектра звезды лунным светом. Чтобы исключить такую возможность и подтвердить наличие второй планеты, необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.18542.pdf

 

 

29 мая 2023
Уточнены массы планет в системе TOI-1130

Как правило, горячие юпитеры одиноки – в системах с газовыми гигантами на тесных орбитах нет других планет. Однако из этого правила есть исключения. Одно из таких исключений было представлено в марте 2020 года: миссия TESS обнаружила внутри орбиты горячего (точнее, очень теплого) гиганта TOI-1130 c еще одну планету размерного класса нептунов TOI-1130 b. Тогда удалось оценить только массу гиганта, но не массу внутренней планеты. Из-за того, транзиты гиганта были скользящими, его радиус также был определен очень неточно. Для уточнения характеристик обеих планет были необходимы новые наблюдения.

26 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная уточнению параметров обеих планет. Поскольку планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, можно было ожидать заметных вариаций времени наступления транзитов. Кроме того, авторы получили 41 измерение лучевой скорости звезды TOI-1130 на спектрографе HARPS и 6 измерений на спектрографе PFS. В итоге им удалось измерить массу внутренней планеты и уточнить радиус внешней.

Масса нептуна TOI-1130 b оказалась равной 19.3 ± 1.0 масс Земли, что при радиусе 3.56 ± 0.13 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.34 ± 0.26 г/куб.см. Из-за небольшой светимости родительской звезды планета нагрета довольно умеренно – ее равновесная температура в предположении альбедо, равного 0.3, составляет 632 ± 13 К.

Масса гиганта TOI-1130 c была уточнена до 1.02 ± 0.02 масс Юпитера, а радиус – до 1.19 ± 0.14 радиусов Юпитера, чему соответствует средняя плотность 0.75 ^+0.31/_-21 г/куб.см. Гигант тоже не слишком горяч – его равновесная температура оценивается в 498 ± 10 К.

Орбиты обеих планет близки к круговым (их эксцентриситеты ~0.05). Их взаимное наклонение невелико и составляет 1.1 ± 0.4°, т.е. система достаточно плоская.

Кроме колебаний, вызванных планетами, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.50 ± 0.02 м/с в сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. Возможно, параметры внешнего компаньона удастся оценить с помощью астрометрических данных, полученных «Гайей».

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.15565.pdf

 

 

24 мая 2023
Определены массы планет в системе K2-21

Чтобы определить физическую природу экзопланеты, необходимо измерить ее массу и радиус. Если радиус транзитной планеты легко определяется по глубине транзита, с массой ситуация более сложная. Обычно массы экзопланет измеряют методом лучевых скоростей, однако этот метод требует высокоточных спектрографов и достаточной яркости родительской звезды. Если звезда тусклая, а массы планет невелики, метод лучевых скоростей перестает работать.

Есть еще одна возможность оценить массы планет даже у очень тусклых звезд – метод тайминга транзитов. Планеты, вращающиеся вокруг одной звезды, гравитационно взаимодействуют друг с другом, особенно заметным это взаимовлияние становится, если орбитальные периоды планет относятся друг к другу как небольшие целые числа (например, 2:1 или 3:2). В этом случае говорят, что планеты находятся в орбитальном резонансе. Резонанс приводит к заметным регулярным отклонениям времени наступления транзитов обеих планет от строгой периодичности. Измеряя эти отклонения, можно оценить массы планет.

22 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в системе K2-21. Система, представленная в 2016 году, включает две транзитные планеты с периодами 9.326 и 15.500 суток и радиусами 1.93 ± 0.07 и 2.25 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно. Планеты близки к резонансу 5:3.

Чтобы оценить массы планет, авторы проанализировали моменты наступления транзитов в течение 3.5 лет. Транзиты наблюдались «Кеплером» в рамках продленной миссии K2 и «Спитцером». Как оказалось, моменты наступления транзитов испытывали периодические вариации с полуамплитудой почти 40 минут для планеты b и 28 минут – для планеты c, что позволило вычислить их массы – 1.59 ^+0.52/_-0.44 и 3.88 ^+1.22/_-1.07 масс Земли, соответственно. Средние плотности планет (1.22 ± 0.28 и 1.89 ^+0.44/_-0.33 г/куб.см) исключают их железокаменный состав. Несмотря на свои небольшие массы, обе планеты являются мини-нептунами, окруженными протяженными водородно-гелиевыми атмосферами.

Планеты K2-21 b и K2-21 c (подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, пунктирными линиями показаны модели железокаменных ядер, окруженных водородно-гелиевой атмосферой с массой 0.5% и 1% полной массы планеты. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Земля, Венера и Нептун.

Авторы надеются, что будущие наблюдения, особенно с помощью JWST, помогут уточнить массы обеих планет, а значит, и их химический состав.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.11359.pdf

 

 

23 мая 2023
Открыта третья планета у красного карлика LP 791-18

Красные карлики – удобные цели для поиска рядом с ними небольших, и притом не слишком горячих планет. Многие из этих планет входят в состав многопланетных систем, связанных цепочками орбитальных резонансов. Это, в свою очередь, позволяет определять массы планет, анализируя вариации времени наступления транзитов (TTV) – метод, доступный и для очень тусклых звезд, для которых метод лучевых скоростей перестает работать.

17 мая 2023 года в онлайн-версии журнала Nature вышла статья, посвященная открытию третьей транзитной планеты у красного карлика LP 791-18, у которого раньше уже были обнаружены две планеты. Орбита новой планеты проходит между орбитами уже известных планет. Открытие было сделано с помощью космического ИК телескопа им. Спитцера, который почти непрерывно наблюдал звезду LP 791-18 на протяжении 127 часов. После обнаружения LP 791-18 d авторы провели обширную наблюдательную кампанию с помощью наземных телескопов для измерения масс двух внешних планет TTV-методом.

LP 791-18 – тусклый (видимая величина +16.9) красный карлик спектрального класса M6 V, удаленный от нас на 26.65 ± 0.03 пк. В 2019 году у него были открыты две транзитные планеты – суперземля LP 791-18 b радиусом 1.21 ± 0.06 радиусов Земли и периодом 0.948 суток, и мини-нептун LP 791-18 c радиусом 2.44 ± 0.10 радиусов Земли и периодом 4.99 суток.

С 2019 по 2021 год авторы пронаблюдали в системе LP 791-18 72 транзита, в том числе 43 транзита новой планеты d и 29 транзитов внешней планеты c. Изучение вариаций времени наступления транзитов позволило определить массы обеих планет. При радиусе 1.03 ± 0.04 радиусов Земли массу планеты d оценили в 0.9 ^+0.5/_-0.4 масс Земли, ее орбитальный период составил 2.753 суток. Масса мини-нептуна c оказалась равной 7.1 ± 0.7 масс Земли. Масса самой внутренней планеты b остается неизвестной, но если предположить, что планета имеет железокаменный состав, то ее масса окажется близкой к 1.9 масс Земли.

Температурный режим новой планеты LP 791-18 d близок к температурному режиму Меркурия, ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 395 К.

Планеты LP 791-18 d и LP 791-18 c (показаны звездами и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветом показана степень нагрева планет (инсоляция), цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, синими пунктирными линиями показаны модели железокаменных ядер земного состава, окруженных водными оболочками с массой 10% и 50% полной массы планеты при температуре 400 К, а зелеными пунктирными линиями – модели железокаменных ядер, окруженных водородно-гелиевыми атмосферами с массой 0.01%, 0.5%, 1%, 2% и 5% полной массы планеты.

Большие погрешности в определении массы планеты d не позволяют сделать определенные выводы о ее химическом составе. Планета может оказаться как железокаменной суперземлей, так и супер-ганимедом, содержащим значительную долю воды. Водородная атмосфера у этой планеты крайне маловероятна из-за малой массы и близости к звезде – по расчетам авторов, она была бы утрачена за 10-500 млн. лет. Скорее всего, атмосфера LP 791-18 d состоит из тяжелых газов – водяного пара, углекислого газа, азота, или их смеси.

Сильное гравитационное взаимодействие планеты d с мини-нептуном c приводит к малому, но заметному эксцентриситету ее орбиты, равному 0.0015 ± 0.00014. Не равный нулю эксцентриситет орбиты приводит к сильному рассеянию приливной энергии, величина которого достигает 0.2-0.9 Вт/кв.м, что на порядок больше потока тепла из недр Земли. Если LP 791-18 d является планетой земного типа, это должно приводить к бурной вулканической активности на ее поверхности, сравнимой с вулканической активностью на поверхности Ио, спутника Юпитера.

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-05934-8

 

 

20 мая 2023
В атмосфере горячего юпитера WASP-77A b тяжелых элементов в 5-10 раз меньше, чем на Солнце

Большие размеры дисков горячих юпитеров и их протяженные атмосферы делают их удобными целями для изучения методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. Особенно информативны наблюдения в инфракрасном диапазоне, где лежат полосы наиболее значимых примесей – водяного пара, углекислого и угарного газов, метана, аммиака и сероводорода. Сравнение полученных трансмиссионных и эмиссионных спектров с моделями атмосфер горячих юпитеров позволяют определить металличность (общее содержание тяжелых элементов относительно водорода) и отношение количества углерода к кислороду C/O, что важно для химии атмосфер.

18 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная эмиссионной спектроскопии горячего юпитера WASP-77A b. Авторы получили зависимость глубины вторичного минимума (небольшого уменьшения общего блеска системы при заходе планеты за звезду) от длины волны в диапазоне 2.8-5.2 мкм с помощью инструмента NIRSpec на борту JWST. Наблюдения проводились 24-25 августа 2022 года в течение 6.4 часов, диапазон был разбит на 150 спектральных каналов.

Эмиссионный спектр WASP-77A b в диапазоне 2.8-5.2 мкм (данные показаны черными точками) и его сравнение с различными моделями атмосферы, чьи предсказания показаны цветными линиями. В спектре обнаружены водяной пар и угарный газ.

В результате наблюдений был получен высококачественный эмиссионный спектр WASP-77A b (фактически, спектр излучения дневного полушария планеты). В спектре были обнаружены полосы водяного пара и угарного газа, но не было никаких признаков наличия углекислого газа. Сравнение с моделями показало, что металличность [Fe/H] атмосферы WASP-77A b составляет -0.91 ^+0.24/_-0.16, т.е. тяжелых элементов в ее составе в 5-10 раз меньше, чем на Солнце. Отношение C/O оценили в 0.36 ± 0.10, что также меньше солнечного значения (0.55).

Если низкое значение C/O объяснить нетрудно (по всей видимости, планета сформировалась в области протопланетного диска, где было много водяного льда, но мало углеродсодержащих планетезималей), то такая низкая металличность вызывает удивление. Водяного пара в атмосфере WASP-77A b в ~18.2 тыс. раз меньше по объему, чем водорода, а угарного газа меньше в ~38 тыс. раз!

Авторы исследования отмечают, что горячие юпитеры демонстрируют огромное разнообразие своего химического состава. Некоторые из них (как WASP-77A b) совсем бедны тяжелыми элементами, металличность некоторых близка к солнечной, другие (например, WASP-39 b) обогащены тяжелыми элементами примерно в 10 раз относительно солнечного значения, а гигант HD 149026 b – даже в 200-300 раз! Чтобы понять, чем вызвана эта разница, необходимо определять химический состав как можно большего количества планет – статистические закономерности и корреляции позволят выявить основные причины, делающие горячие юпитеры такими разными.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.07753.pdf

 

 

17 мая 2023
В системе WASP-84 обнаружена вторая планета

Как правило, горячие юпитеры одиноки – у звезд с горячими юпитерами нет других планет. Однако существует не так много правил без исключений. У небольшого количества горячих юпитеров обнаружены близкие компаньоны на еще более тесных орбитах. Это говорит о том, что эти планеты оказались на своих текущих орбитах благодаря спокойной миграции в протопланетном диске, а не в результате высокоэксцентричной миграции, во время которой будущий горячий юпитер эффективно расчищает окрестности звезды от любых других небесных тел.

17 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе WASP-84. Первая планета – очень теплый гигант WASP-84 b – была представлена в 2013 году наземным транзитным обзором SuperWASP. Формально WASP-84 b – горячий юпитер: его орбитальный период меньше 10 суток, однако из-за невысокой яркости родительской звезды нагрет он весьма умеренно – равновесная температура планеты оценивается в 732 ± 12 К.

Звезда WASP-84 попала на 34 и 61 сектора TESS. Анализ кривой блеска привел к открытию второго транзитного кандидата с периодом 1.447 суток и радиусом 1.95 ± 0.12 радиусов Земли. Авторы провели стандартную процедуру валидации – исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE и HARPS.

Масса внутренней планеты WASP-84 c оказалась равной 15.2 ± 4.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 11.2 ^+4.5/_-3.5 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Равновесная температура планеты достигает 1329 ± 31 К. Почти наверняка она захвачена в резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Планета WASP-84 c (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Показаны и подписаны другие планеты – компаньоны горячих юпитеров – TOI-2000 b и WASP-47 c. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (сверху вниз: супер-ганимедов, силикатных планет, планет земного состава и состоящих из железа).

Наличие внутренней планеты и малый наклон орбиты WASP-84 b к экватору звезды говорят о том, что эта система сформировалась благодаря спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.09177.pdf

 

 

15 мая 2023
Бывший горячий сатурн TOI-2498 b

Среди экзопланет с орбитальными периодами короче 3-4 суток наблюдается резкий дефицит планет с радиусами 2-10 радиусов Земли, который называется «пустыней горячих нептунов». Для объяснения существования пустыни горячих нептунов предложено несколько гипотез, среди которых – фотоиспарение водородных атмосфер горячих нептунов и приливное разрушение легких газовых гигантов. Многие планеты из «пустыни», теряя водород, должны с течением времени уменьшаться в размерах, двигаясь по диаграмме «Масса – Радиус» вниз.

12 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты промежуточного размера у яркой солнцеподобной звезды TOI-2498. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS, ее свойства были уточнены после учета светового загрязнения со стороны близко расположенных звезд. Изучение планеты TOI-2498 b позволит более точно очертить «пустыню горячих нептунов» и разобраться в причинах ее появления.

TOI-2498 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 277.1 ± 1.6 пк. Ее масса оценивается в 1.12 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.26 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.7-1.8 раза больше солнечной. Возраст TOI-2498 составляет 3.6 ± 1.1 млрд. лет.

При радиусе 6.06 ± 0.29 радиусов Земли масса планеты TOI-2498 b достигает 34.6 ± 4.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.86 ^+0.25/_-0.20 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.049 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 3.73825 суток, ее эффективная температура оценивается в 1443 ± 28 К.

Планета TOI-2498 b (показана красным цветом) на диаграмме «Орбитальный период – Масса» (сверху) и «Орбитальный период – Радиус» (снизу) среди других транзитных экзппланет. Серый треугольник на обеих диаграммах очерчивает пустыню горячих нептунов.

Сравнение параметров TOI-2498 b с моделями планет-гигантов показало, что на долю водородно-гелиевой оболочки приходится 27 ± 4% полной массы планеты, т.е. она является скорее супер-нептуном, чем легким газовым гигантом.

Планета TOI-2498 b (показана черной точкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Красными точками показаны планеты, попадающие в пустыню горячих нептунов. Серой пунктирной линией показана линия равной плотности 0.86 г/куб.см. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Анализируя возможные пути эволюции TOI-2498 b, авторы нашли, что сначала эта планета была рыхлым субсатурном с радиусом 8-10 радиусов Земли и долей водорода в 30-45%, а затем потеряла 5-15% своей массы и заметно уменьшилась в размерах. Однако маловероятно, что она успеет еще заметно «облететь» до схода родительской звезды с главной последовательности и ее превращения в красный гигант. В конечном итоге планета будет поглощена своей звездой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.06950.pdf

 

 

11 мая 2023
Яркие облака и атмосфера из тяжелых газов у мини-нептуна GJ 1214 b

Планета GJ 1214 b – первый известный транзитный мини-нептун – была представлена в 2009 году. Ее масса и радиус несколько раз уточнялись и в настоящее время приняты равными 8.17 ± 0.43 и 2.74 ± 0.05 земных масс и радиусов, соответственно. GJ 1214 b вращается по близкой к круговой орбите вокруг тусклого красного карлика GJ 1214 на расстоянии 0.0143 а.е. (14.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.5804 суток. Равновесная температура планеты в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону составляет 596 ± 16 К.

Планета много раз становилась объектом наблюдений как космических, так и наземных телескопов. Ее трансмиссионный спектр с высокой точностью является плоским (лишенным спектральных деталей), что исключает чистую (безоблачную) атмосферу солнечного химического состава, т.е. преимущественно водородно-гелиевую. Для объяснения плоского спектра GJ 1214 b были предложены две гипотезы: атмосфера планеты состоит из тяжелых газов (например, водяного пара) или она окутана плотной высотной дымкой. Долгое время ограниченное качество наблюдательных данных не позволяло сделать выбор между ними.

11 мая в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу две статьи, посвященные наблюдениям GJ 1214 b с помощью инструмента MIRI на JWST. 20-22 июля 2022 года на протяжении 41 часа космический телескоп непрерывно снимал фотометрию GJ 1214 в 14 спектральных каналах в диапазоне 5-12 мкм. Наблюдения начались за 2 часа до запланированного момента вторичного минимума (захода планеты за звезду), охватили транзит, еще один вторичный минимум, и закончились через 1.1 часа после его окончания. Исключительная точность инструмента MIRI позволила снять фазовую кривую GJ 1214 b и определить температуры ее дневного и ночного полушарий.

Температура дневного полушария GJ 1214 b составила 553 ± 9 К, ночного – 437 ± 19 К. Обе величины существенно ниже равновесной температуры GJ 1214 b в предположении нулевого альбедо. Альбедо планеты оказалось равным 0.51 ± 0.06, что сравнимо с альбедо Юпитера (0.53). Еще более яркой в Солнечной системе является только Венера.

Сравнение фазовой кривой с атмосферными моделями показало, что металличность атмосферы GJ 1214 b гарантированно превышает 100 и, возможно, достигает 1000 (средняя молекулярная масса атмосферных газов больше или равна 15 г/моль). Этого мало – планета окутана облаками с оптической толщиной не менее 10. Таким образом, в каком-то смысле оказались верными обе гипотезы, объясняющие плоский трансмиссионный спектр GJ 1214 b. Эмиссионный спектр обоих полушарий содержит особенность, вероятно, являющуюся наложением полос водяного пара (5-8 мкм), метана и/или циановодорода (7-9 мкм). Достоверность этой детали невысока (чуть больше 3 сигма), поэтому необходимы новые наблюдения.

Сравнение фазовой кривой GJ 1214 b (показана черной линией) с предсказаниями различных атмосферных моделей. Вверху: модели безоблачной атмосферы с любой металличностью не способны описать наблюдаемую фазовую кривую. Посередине: модели атмосферы 100-кратной металличности с разными вариантами состава аэрозолей (сажа, толины, яркие рассеивающие частицы). Внизу: модели атмосферы с облаками оптической толщиной 10 и разной металличностью атмосферы.

Природа частиц аэрозоля, слагающего облака, пока не ясна. Высокое альбедо планеты требует ярких (белых) частиц, которые могут состоять из хлорида калия KCl или сульфида цинка ZnS. Частицы сажи исключаются, с натяжкой возможны толины, аналогичные толинам из атмосферы Титана.

Эмиссионные спектры дневного (слева) и ночного (справа) полушария GJ 1214 b. Черными точками с барами ошибок показаны данные наблюдений, цветными линиями – предсказания различных моделей. Эмиссионные спектры исключают сажу и толины в качестве состава аэрозолей, частицы дымки должны быть очень яркими. Видна спектральная особенность на 5-8 мкм, возможно, связанная с наличием водяного пара.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.06240.pdf
https://arxiv.org/pdf/2305.05697.pdf

 

 

10 мая 2023
GJ 1018 b: очень теплая океанида у красного карлика

Как известно, распределение по радиусам небольших планет имеет бимодальный вид: суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Многие из суперземель, подобно планетам земной группы Солнечной системы, имеют железокаменный состав, однако далеко не все. Измерение массы и средней плотности планет с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли показало, что некоторые из них богаты водой и, возможно, другими летучими. Складывается впечатление, что по мере уменьшения степени нагрева положение зазора Фултона смещается в сторону меньших радиусов, а сам зазор становится не таким глубоким.

9 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию суперземли GJ 1018 b у красного карлика GJ 1018 (TOI-244). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов ESPRESSO и HARPS.

GJ 1018 (TOI-244, LP 937-95) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 22.075 ± 0.013 пк. Его масса оценивается в 0.43 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.428 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость в 44 раза меньше солнечной. Звезда отличается зрелым возрастом в 7 ± 4 млрд. лет. По одним данным, GJ 1018 бедна металлами, по другим – содержание тяжелых элементов в ее составе близко к солнечному, так что пока вопрос остается открытым.

TESS наблюдала GJ 1018 на 2 и 29 секторе. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 7.4 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.52 ± 0.12 радиусов Земли. После процедуры валидации авторы получили 57 измерений лучевой скорости GJ 1018 с помощью спектрографа ESPRESSO. Кроме того, они воспользовались 15-ю измерениями, полученными ранее спектрографом HARPS. Совместный анализ данных (в том числе учет звездной активности) позволил измерить массу планеты, оказавшейся равной 2.68 ± 0.30 масс Земли, что соответствует средней плотности 4.2 ± 1.1 г/куб.см. Равновесная температура планеты составляет 458 ± 20 К, т.е. она немного горячее Меркурия.

Такая относительно низкая средняя плотность исключает железокаменный состав GJ 1018 b. Также авторы исключили наличие протяженной водородной атмосферы, которая должна была улетучиться в первые сотни миллионов лет этой системы благодаря бурной активности молодого красного карлика и сравнительно низкой массе планеты. Вероятнее всего, GJ 1018 b содержит значительное количество воды в виде закритического флюида и ионной жидкости. Доля воды может составлять 12 ± 8% полной массы планеты.

Планета GJ 1018 b (показана пятиугольником и подписана как TOI-244 b) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. На левом графике цвет планет кодирует металличность родительских звезд, на правом – уровень освещенности (инсоляцию) на орбите планеты. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Моделируя внутреннее строение GJ 1018 b, авторы нашли, что радиус железокаменного ядра составляет 1.17 ± 0.09 радиусов Земли, а выше простирается водная оболочка. Давление 300 бар реализуется на глубине 479 ⁺¹²⁸/_-96 км, температура в этой области достигает 2427 ± 37 К. Помимо водяного пара, вторичная атмосфера планеты может содержать углекислый и угарный газы, кислород, метан и азот.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.04922.pdf

 

 

6 мая 2023
Измерена масса очень теплого гиганта TOI-519 b

Давно известно, что распространенность планет-гигантов у красных карликов значительно ниже, чем у солнцеподобных (FGK) звезд. Если транзитных горячих юпитеров у солнцеподобных звезд известно уже более четырех сотен, то у красных карликов их было открыто всего 12. Под горячими юпитерами тут понимаются все газовые гиганты с орбитальными периодами меньше 10 суток независимо от их реальной температуры, которая у планет маломассивных звезд может составлять 600-900 К.

2 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию 13-го горячего юпитера у красного карлика TOI-519. Транзитный кандидат был обнаружен TESS, в дальнейшем его планетная природа была подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару.

TOI-519 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 115.2 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.335 ± 0.008 солнечных масс, радиус – в 0.35 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 75 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-519 достигает 6.0 ± 2.6 млрд. лет.

При радиусе 1.03 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-519 b оценивается в 0.46 ± 0.09 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.56 ± 0.11 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0159 ± 0.0001 а.е. и делает один оборот за 1.26523 суток, его эффективная температура составляет 687 ± 14 К.

Авторы подробно сравнивают свойства TOI-519 b с другими транзитными планетами-гигантами на тесных орбитах, вращающихся как вокруг красных карликов, так и вокруг более горячих звезд. Например, они показывают, что распространенность газовых гигантов у красных карликов также коррелирует с металличностью родительских звезд: все известные планеты-гиганты вращаются вокруг красных карликов с металличностью, равной или выше солнечной.

Планета TOI-519 b (показана красным цветом) на плоскости «Эффективная температура родительской звезды – Металличность» среди других короткопериодических газовых гигантов. Синим цветом показаны планеты красных карликов, серым цветом – планеты более горячих звезд. Оранжевой линией отмечена металличность Солнца ([Fe/H] = 0).

В полном согласии с теорией аккреции на ядро газовые гиганты, вращающиеся вокруг красных карликов, обладают сравнительно небольшими массами, как правило, не превышающими массу Юпитера.

Планета TOI-519 b на плоскости «Металличность звезды – Масса планеты» на фоне планет красных карликов и более горячих звезд. Все обозначения как на предыдущем рисунке.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2304.14703.pdf

 

 

2 мая 2023
У супермеркурия YZ Ceti b обнаружено сильное магнитное поле

Большинство планет Солнечной системы обладает собственным магнитным полем. Естественно ожидать, что и многие экзопланеты также будут иметь магнитное поле. Наличие магнитного поля играет важную роль в защите атмосферы планеты от эрозии – энергичные заряженные частицы звездного ветра способны эффективно ионизировать и нагревать атомы и молекулы верхней атмосферы и способствуют улетучиванию атмосферных газов в космос.

Взаимодействие магнитосферы планеты со звездным ветром приводит к генерации мощного аврорального радиоизлучения, имеющего циклотронную природу. Регистрация этого излучения может стать важным методом по изучению внутреннего строения экзопланет. Авроральное излучение генерируется в областях над магнитными полюсами и отличается высокой степенью круговой поляризации (до 100%).

1 мая 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная регистрации аврорального радиоизлучения от YZ Ceti – близкого красного карлика, у которого известны три небольшие планеты. С мая по сентябрь 2022 года авторы 9 раз наблюдали YZ Ceti на Гигантском радиотелескопе метрового диапазона (uGMRT) в частотной полосе 550-900 МГц. В 4 случаях из 9 было зарегистрировано радиоизлучение с круговой поляризацией, уровень которой составил 75-93%. Свойства радиоизлучения соответствовали ожидаемым свойствам аврорального излучения, а фазовая диаграмма показала, что это излучение генерируется в магнитосфере планеты b. Достоверность открытия составила 4.37 сигма (вероятность ложного открытия меньше 2·10^-3).

Сравнение с моделями аврорального радиоизлучения позволило оценить величины магнитного поля родительской звезды и планеты b. Индукция магнитного поля звезды составила 2.4 килоГаусс, что близко к ожидаемой. Нижний предел на величину индукции магнитного поля планеты оказался равным 0.4 Гаусс, что близко к аналогичной величине для Земли (~0.45 Гаусс).

Таким образом, можно сделать вывод, что супермеркурий YZ Ceti b с минимальной массой 0.75 ± 0.13 масс Земли обладает магнитным полем, которое как минимум не слабее магнитного поля нашей планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2305.00809.pdf

 

 

25 апреля 2023
У красного карлика TOI-2095 открыты две суперземли вблизи обитаемой зоны

В настоящее время имеющаяся наблюдательная техника позволяет изучать атмосферы небольших каменистых планет (земель и суперземель), если только эти планеты вращаются вокруг звезд красных карликов. Маленькие размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубже, а их трансмиссионные спектры – выразительнее. Поэтому изучение небольших планет у красных карликов, особенно если они расположены вблизи обитаемой зоны, вызывает особый интерес.

20 апреля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная валидации двух небольших планет, вращающихся вокруг красного карлика TOI-2095. Планеты были открыты TESS и статистически подтверждены наблюдениями на наземных инструментах. Хотя массы планет измерить не удалось (были получены только верхние пределы), в планетной природе этих кандидатов почти нет сомнений.

TOI-2095 – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 41.90 ± 0.03 пк. Его масса и радиус оцениваются в 0.44 ± 0.02 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость примерно в 29 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в ~1.7 раз меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-2095 превышает 1 млрд. лет.

Звезда наблюдалась TESS на 22 секторах (с 14 по 26, 40-41, с 47 по 55). Долгие ряды наблюдений позволили обнаружить два долгопериодических кандидата с периодами 17.6649 и 28.1723 суток и глубиной транзитов 670 и 820 ppm, соответствующих планетам с радиусами 1.25 ± 0.07 и 1.33 ± 0.08 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массы планет, авторы получили 44 измерения лучевой скорости TOI-2095 с помощью спектрографа CARMENES, но им удалось получить только верхние пределы, составляющие 4.1 и 7.4 масс Земли для внутренней и внешней планеты, соответственно. Тем не менее, вероятность не планетной природы обоих объектов не превышает 3.54·10^-6 и 3.14·10^-5.

Температурный режим обеих планет умеренный – эффективная температура планеты b (в предположении альбедо, равного 0.3) составляет 347 ± 9 К, а планеты c – 297 ± 8 К. Тем не менее, маловероятно, что они являются потенциально обитаемыми – плотные атмосферы должны создавать мощный парниковый эффект. Орбиты обеих планет близки к круговым.

Планеты системы TOI-2095 (показаны зелеными звездами и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Оранжевыми точками показаны планеты красных карликов, голубыми точками – планеты более горячих звезд. Коричневая сплошная линия соответствует модельному соотношению масса-радиус для планет из железа, зеленая пунктирная линия – для планет земного состава. К сожалению, полученные верхние пределы на массы планет не позволяют ограничить их химический состав (можно сделать только тривиальный вывод, что их массы не превышают массы равноразмерных планет из железа).

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы TOI-2095 и нашли ее полностью устойчивой для всех масс планет, меньших или равных полученным верхним пределам (4.1 и 7.4 масс Земли). Согласно эмпирическим соотношениям масса-радиус, массы планет b и c можно оценить в 1.5 ^+1.5/_-0.7 и 1.6 ^+2.0/_-0.7 масс Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2304.09220.pdf

 

 

15 апреля 2023
Горячая океанида TOI-733 b

Согласно данным, полученным «Кеплером», распределение небольших планет по радиусам имеет бимодальный вид – суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез, среди которых наиболее проработаны две – утрата первичной водородной атмосферы путем фотоиспарения под действием мощного излучения близкой звезды, и утрата атмосферы, вызванная сильным нагревом из недр молодой планеты. Чтобы определить, какая из гипотез ближе к истине, необходимо определять массы и средние плотности планет, находящихся в долине радиусов или рядом с ней. В итоге это позволит определить физическую природу планет из долины радиусов – являются ли они железокаменными ядрами, окруженными остатками первичной атмосферы, или содержат значительное количество воды.

14 апреля 2023 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению массы транзитной планеты TOI-733 b. Планета была обнаружена TESS по наблюдениям на 9 и 36 секторах, прошла стандартную процедуру валидации, затем ее масса была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-733 – солнцеподобная звезда спектрального класса G6 V, удаленная от нас на 75.27 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.95 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет 82 ± 2% солнечной светимости. Возраст звезды неуверенно определен в 4.4 ^+1.5/_-3.1 млрд. лет (по другой модели – в 6.2 ± 3.6 млрд. лет).

При радиусе 1.99 ± 0.09 радиусов Земли масса планеты TOI-733 b составляет 5.7 ± 0.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.0 ^+0.8/_-0.7 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.046 ^+0.056/_-0.033) на среднем расстоянии 0.062 ± 0.004 а.е., и делает один оборот за 4.88477 ± 0.00002 суток. Эффективная температура планеты достигает 1056 ± 36 К.

Планета TOI-733 b (показана красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного состава. Аббревиатура SW обозначает долю воды в виде закритического флюида, CMF – долю массы, приходящуюся на железоникелевое ядро.

Низкая средняя плотность TOI-733 b говорит о том, что она не может быть железокаменной суперземлей, эта планета должна быть обогащена летучими элементами. В модели водородно-гелиевой оболочки над железокаменным ядром доля водорода составила бы ~0.2% полной массы планеты. Однако близость к звезде и сильный нагрев планеты делают эту гипотезу маловероятной. Другая, более правдоподобная гипотеза состоит в том, что TOI-733 b обогащена водой и другими летучими, но достаточно тяжелыми соединениями, например, углекислотой и/или метаном. В этом случае доля воды (в виде закритического флюида или ионной жидкости) может составлять 7-11% полной массы планеты, а атмосфера планеты состоять преимущественно из водяного пара.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2304.06655.pdf

 

 

13 апреля 2023
TOI-3785 b: раздутый нептун у красного карлика

Большинство звезд в Галактике являются красными карликами, поэтому распространенность планет различных типов у красных карликов представляет особый интерес. Данные «Кеплера» показали, что подавляющее большинство планет, вращающихся вокруг красных карликов, отличаются небольшими размерами (их радиусы меньше 4 радиусов Земли). Планеты-гиганты и планеты промежуточных размеров (4-8 радиусов Земли) у красных карликов встречаются редко. Их изучение поможет разобраться с особенностями процессов планетообразования у маломассивных звезд.

11 апреля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы планеты промежуточного размера TOI-3785 b. Планета была открыта TESS на 20 секторе и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HPF и NEID.

TOI-3785 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 79.4 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.52 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.50 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 27 раз меньше солнечной. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 8.0 ^+4.1/_-4.8 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

При радиусе 5.14 ± 0.16 радиусов Земли масса планеты TOI-3785 b составляет 15 ± 4 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.61 ± 0.18 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.043 ± 0.001 а.е. (18.9 звездных радиусов), ее эффективная температура равна 582 ± 16 К.

Планета TOI-3785 b (обведена синей окружностью) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками показаны планеты у звезд красных карликов, цвет кружков отражает эффективную температуру родительских звезд. Серыми кружками показаны планеты у FGK звезд, серыми пунктирными линиями – линии равной плотности 0.5, 1, 3 и 10 г/куб.см.

Сравнение с моделями нептунов показало, что около 20% массы TOI-3785 b приходится на водородно-гелиевую оболочку, а ~80% приходится на тяжелые элементы.

Ожидается, что атмосфера TOI-3785 b будет затянута дымкой, размер частиц и состав которой могут быть определены JWST методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2304.04730.pdf

 

 

11 апреля 2023
Три эксцентричных транзитных гиганта TOI-2338 b, TOI-2589 b и TOI-4406 b

Наземные транзитные обзоры обнаружили уже более трех сотен горячих юпитеров – планет-гигантов с орбитальными периодами короче 10 суток. Однако эффективность поисков более долгопериодических планет-гигантов гораздо ниже. И дело тут не только в уменьшении вероятности транзитной конфигурации, обратно пропорциональной расстоянию между планетой и звездой, но и в суточном цикле наземных наблюдений. Чем дальше от звезды вращается планета, тем медленней она движется. Соответственно, продолжительность транзитов увеличивается, достигая нескольких часов, что может превышать доступное время ночных наблюдений.

Однако космические миссии лишены этого недостатка, они легко обнаруживают и сравнительно долгопериодические транзитные планеты-гиганты, которые уже нельзя отнести к горячим юпитерам. Так, 6 апреля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трех транзитных планет-гигантов с помощью TESS. Авторы изучали кривые блеска в поисках одиночных транзитных событий, которые могли принадлежать сравнительно долгопериодическим планетам, а затем подтверждали эти планеты как с помощью наземных фотометрических наблюдений, так и методом лучевых скоростей. Последнее позволило определить массы и эксцентриситеты орбит новых планет.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TOI-2338	316.5 ± 2.0	G3 V	0.99 ± 0.03	1.05 ± 0.01	0.97 ± 0.04	0.22 ± 0.04	7 ± 2
TOI-2589	201.6 ± 0.8	G4 V	0.93 ± 0.03	1.07 ± 0.01	0.99 ± 0.04	0.12 ± 0.04	11 ± 2
TOI-4406	263.9 ± 2.1	F8 V	1.19 ± 0.03	1.29 ± 0.01	2.3 ± 0.1	0.10 ± 0.05	2.9 ± 0.7

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет орбиты	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Эффективная температура, К
TOI-2338 b	22.65398 ± 0.00002	0.158 ± 0.003	0.676 ± 0.002	6.0 ± 0.2	1.00 ± 0.02	799 ±11
TOI-2589 b	61.6277 ± 0.0002	0.300 ± 0.006	0.522 ± 0.006	3.5 ± 0.1	1.08 ± 0.03	592±8
TOI-4406 b	30.08364 ± 0.00005	0.201 ± 0.005	0.15 ± 0.05	0.30 ± 0.03	1.00 ± 0.02	904 ± 17

Обращает на себя внимание высокий эксцентриситет орбит очень теплых гигантов TOI-2338 b и TOI-2589 b. Возможно, TOI-2338 b, чей перицентр орбиты проходит достаточно близко к звезде, находится в процессе высокоэксцентричной миграции и превращения в горячий юпитер, хотя полное время скругления его орбиты превышает возраст звезды. С другой стороны, низкий эксцентриситет TOI-4406 b говорит о том, что эта планета оказалась на своей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске. Эволюционный статус TOI-2589 b пока остается неясным: перицентр ее орбиты расположен слишком далеко от звезды для того, чтобы приливные силы смогли оказать существенное влияние на орбиту.

Планеты TOI-2338 b, TOI-2589 b и TOI-4406 b (обведены черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с периодами больше 10 суток. Цветом показана эффективная температура планет, цветовая шкала расположена справа от графика. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.3, 3 и 30 г/куб.см. Сплошной голубой линией показано модельное соотношение масса-радиус для не раздутых газовых гигантов.

Авторы отмечают, что для понимания динамической эволюции новых планет было бы полезно измерить наклонение их орбит к оси вращения родительских звезд. Это можно сделать с помощью эффекта Росситера–Мак-Лафлина, амплитуда которого для TOI 4406 b и TOI 2589 b ожидается близкой к 9 м/с, а для TOI-2338 b – к 16 м/с. Большой наклон будет говорить о высокоэксцентричной миграции как о главной причине, приведшей эти планеты на их текущие орбиты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2304.02139.pdf

 

 

7 апреля 2023
Открыты три горячих сатурна у F-звезд TOI-615, TOI-622 и TOI-2641

Для глубокого понимания процессов планетообразования необходимо изучать планетные системы у звезд разных масс, в том числе более массивных и горячих, чем Солнце. К настоящему моменту количество известных планет у AF звезд главной последовательности с температурой фотосферы свыше 6200 К достигло 118. Это число, однако, составляет лишь малую долю обнаруженных экзопланет, которых известно уже более 5300. Поиск планет у AF звезд затруднен из-за быстрого вращения этих звезд и отсутствия в их спектрах тонких четких линий, а также большого размера звездных дисков, делающих транзиты планет мелкими. Тем не менее, космические транзитные миссии, такие, как «Кеплер» и TESS, благодаря своей высокой фотометрической точности эффективно обнаруживают планеты-гиганты в том числе и у AF звезд.

28 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех легких газовых гигантов у F-звезд TOI-615, TOI-622 и TOI-2641. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS, CORALIE и CHIRON.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TOI-615	354.2 ± 1.7	F2 V	1.45 ± 0.09	1.732 ± 0.055	5.86 ± 0.14	-0.10 ± 0.07	1.7 ± 0.3
TOI-622	122.7 ± 0.2	F6 V	1.31 ± 0.08	1.415 ± 0.047	2.98 ± 0.07	0.09 ± 0.07	0.9 ± 0.2
TOI-2641	346.8 ± 2.1	F9 V	1.16 ± 0.07	1.336 ± 0.055	2.19 ± 0.10	-0.15 ± 0.08	10.8 ± 9.0

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TOI-615 b	4.66160	0.068 ± 0.003	0.435 ± 0.09	1.69 ± 0.06	0.084 ± 0.018	1666 ± 24
TOI-622 b	6.40251	0.071 ± 0.006	0.303 ± 0.03	0.824 ± 0.03	0.507 ± 0.126	1388 ± 22
TOI-2641 b	4.88097	0.061 ± 0.004	0.367 ± 0.05	1.615 +0.46/-0.64	0.482 ± 0.06	1387 ± 23

Радиус TOI-2641 b определен плохо из-за скользящего характера транзита – планета заходит на диск своей звезды только краем. Обращает на себя внимание сравнительно небольшой радиус горячего сатурна TOI-622 b – несмотря на сильный нагрев, планета не раздута. Все три планеты будут отличной целью для JWST, который сможет исследовать свойства их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.15080.pdf

 

 

4 апреля 2023
Атмосфера горячего гиганта HD 149026 b отличается высокой металличностью

Газовые гиганты Солнечной системы состоят преимущественно из водорода и гелия, т.е. имеют практически звездный химический состав. Обогащенность тяжелыми элементами относительно Солнца обратно пропорциональна массе планеты (в частности, Сатурн содержит больше тяжелых элементов на единицу своей массы, чем Юпитер). Ожидается, что это справедливо и для внесолнечных планет-гигантов. Однако химический состав экзопланет отличается большим разнообразием, а диапазоны масс планет различных типов широко перекрываются. Планета с массой порядка массы Сатурна может оказаться как легким газовым гигантом, так и тяжелым нептуном, состоящим преимущественно из тяжелых элементов.

Одним из примеров тяжелого нептуна является планета HD 149026 b, открытая в 2005 году – при массе 0.356 масс Юпитера ее радиус составляет 0.72 радиусов Юпитера, что необычно мало для раздутого газового гиганта. HD 149026 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 6.36 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1706 К, большинство других планет с такой массой и степенью нагрева имеют радиусы 1.25-1.75 радиусов Юпитера. Компактность планеты говорит о том, что HD 149026 b значительно обогащена тяжелыми элементами.

27 марта 2023 года в онлайн-версии журнала Nature была опубликована статья, посвященная изучению состава атмосферы этой планеты с помощью JWST. Авторы пронаблюдали два вторичных минимума в системе HD 149026, т.е. уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду. Наблюдения были проведены 15 июля и 4 августа 2022 года с помощью инструмента NIRCam. Это позволило измерить температуру дневного полушария планеты и получить его спектр в диапазоне от 2.349 до 5.082 мкм. Температура оказалась равной 1784 К, а в спектре проявилась мощная полоса углекислого газа, также был обнаружен водяной пар. Других веществ (в частности, сернистого газа, сероводорода и метана) найдено не было.

Эмиссионный спектр дневного полушария HD 149026 b. Черными точками с интервалами ошибок показаны измерения NIRCam, цветными линиями – предсказания различных атмосферных моделей. В спектре планеты обнаружены полосы углекислого газа и водяного пара.

Наличие большого количества углекислоты говорит о высокой металличности планеты HD 149026 b. Содержание тяжелых элементов в ее атмосфере в 59-276 раз превышает солнечное значение. Отношение C/O = 0.84 ± 0.03, что также выше солнечного (0.59 ± 0.08). По расчетам авторов исследования, 66 ± 2% массы этой планеты приходится на тяжелые элементы.

Планета HD 149026 b (показана красным ромбом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает степень их нагрева, цветовая шкала расположена справа от графика. Для сравнения буквой S показан Сатурн.

Интересно, что наиболее распространенными газами в составе атмосферы HD 149026 b являются водород (70%), угарный газ (15%) и гелий (14%), еще примерно 1% приходится на водяной пар. Содержание углекислого газа составляет 0.01-0.1% на разных высотах. На глубине свыше 10^-3 бар присутствует сероводород в количестве 0.1-0.4%.

Содержание различных веществ в атмосфере HD 149026 b в зависимости от высоты (уровня давления).

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-05984-y
Если не открывается, то https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2303/2303.14206.pdf

 

 

30 марта 2023
TOI-4127 b: очень теплый гигант на резко эксцентричной орбите

Одной из гипотез, объясняющих существование горячих юпитеров, является гипотеза высокоэксцентричной миграции. Согласно этому сценарию, сформировавшись в протопланетном диске за снеговой линией, новорожденная планета-гигант сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Переход на эксцентричную орбиту может быть вызван эпизодом планет-планетного рассеяния или взаимодействием с внешним массивным компаньоном по механизму Козаи-Лидова. Обнаружение большого количества горячих юпитеров на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах подтверждает, что как минимум значительная доля этих планет оказалась на своих текущих орбитах в результате высокоэксцентричной миграции.

Однако если эта гипотеза верна, мы должны видеть и планеты на промежуточной стадии, т.е. на орбитах с высоким эксцентриситетом и низким перицентром. Несколько таких планет уже известны – например, газовый гигант HD 80606 b находится на орбите с эксцентриситетом 0.9337 ± 0.0004 и в перицентре подходит к своей звезде на расстояние 0.03 а.е. 28 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты TOI-4127 b, также находящейся на переходной орбите. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-4127 – звезда главной последовательности позднего F класса, удаленная от нас на 325.7 ± 2.2 пк. Его масса оценивается в 1.23 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.29 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 2.07 ± 0.03 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 4.8 ± 2.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов немного превышает солнечное значение.

TOI-4127 попала на 20, 26, 40, 47 и 53 сектора TESS. Кривые блеска, полученные на 20 и 26 секторах, содержали по одному транзитному событию одинаковой глубины и продолжительности. Хотя они явно принадлежали одной планете, ее орбитальный период оставался неизвестным из-за высокой скважности данных. Третий транзит, обнаруженный на 53 секторе (и не обнаружение транзитов на 40 секторе) оставил возможным только одно значение орбитального периода, равное 56.4 суток. Для измерения массы планеты авторы получили 12 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа NEID и 19 измерений с помощью спектрографа SOPHIE.

При массе 2.30 ± 0.11 масс Юпитера радиус планеты TOI-4127 b составляет 1.10 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.17 ± 0.24 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по резко эллиптической орбите с большой полуосью 0.308 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.747 ± 0.008. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.078 а.е. в перицентре до 0.538 а.е. в апоцентре, т.е. почти в 7 раз.

Тем не менее, TOI-4127 b вряд ли в обозримое время станет горячим юпитером, поскольку, по расчетам авторов, время скругления его орбиты составляет ~780 млрд. лет. И даже после завершения скругления радиус орбиты окажется равным 0.136 ± 0.005 а.е. – слишком далеко, чтобы считаться полноценным горячим юпитером.

Планета TOI-4127 b (показана красной звездой и подписана) на плоскости «Большая полуось орбиты – Эксцентриситет» среди других транзитных планет с измеренной массой. Синими кружками показаны планеты-гиганты с радиусами больше 8 радиусов Земли, серыми точками – планеты с радиусами меньше 8 радиусов Земли. Пунктирной линией показан эволюционный трек орбиты TOI-4127 b и ее гипотетическое положение после завершения скругления через 780 млрд. лет.

Авторы не нашли в данных признаков наличия других планет, так что пока не ясно, что именно привело TOI-4127 b на такую эксцентричную орбиту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.14570.pdf

 

 

28 марта 2023
Планета TRAPPIST-1 b почти черная и лишена существенной атмосферы

Планетная система TRAPPIST-1 знаменита наличием семи транзитных планет с радиусами 0.75-1.1 радиусов Земли и массами 0.3-1.4 масс Земли, чья освещенность сравнима с освещенностью планет земной группы в Солнечной системе. Относительная близость к Солнцу (~12 пк) и малый размер звездного диска делают систему TRAPPIST-1 удобнейшей целью для изучения свойств планет методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. В программе наблюдений космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) ей отведено несколько десятков часов.

27 марта 2023 года в журнале Nature, а на следующий день – и в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям самой внутренней планеты TRAPPIST-1 b. С помощью фильтра F1500W инструмента среднего ИК диапазона MIRI (в лучах с длиной волны 13.5-16.6 мкм) авторы пронаблюдали вторичный минимум – небольшое уменьшение полного блеска системы в результате захода планеты за звезду. Наблюдения проводились 8, 12, 20, 24 ноября и 3 декабря 2022 года – в моменты, когда не было транзитов или затмений других планет. Глубина вторичного минимума составила 861 ± 99 ppm, что соответствует яркостной температуре дневного полушария TRAPPIST-1 b 503 ± 27 К.

TRAPPIST-1 b приливно захвачена – одно ее полушарие все время повернуто к своей звезде и освещено, второе погружено в вечную ночь. Однако при наличии атмосферы тепло с дневного полушария эффективно переносилось бы на ночную сторону, а температура дневного полушария была бы более чем на 100 градусов ниже измеренной. Конкретное значение температуры зависит от состава и глубины атмосферы – так, для углекислотной атмосферы с давлением у поверхности 10 или 92 бар яркостная температура дневного полушария составила бы 290 К, а для кислородной атмосферы той же плотности с примесью углекислого газа – 303 К. Равномерное распределение тепла дало бы температуру дневного полушария, равную 400 К. Все эти варианты оказались исключены.

Наблюдениям удовлетворяет модель очень темной планеты, или полностью лишенной атмосферы, или окутанной атмосферой с давлением у поверхности меньше 0.1 бар и оптической толщиной менее 0.1. Так, модель абсолютно черной планеты без атмосферы предсказывает температуру дневного полушария, равную 508 К, а модель с атмосферой с давлением у поверхности 0.1 бар – 495 К, обе величины ложатся в допустимый диапазон. По всей видимости, TRAPPIST-1 b напоминает Меркурий или, возможно, горячий Марс, если какая-то атмосфера у нее все-таки есть.

Измеренная температура дневного полушария TRAPPIST-1 b согласуется с моделью черной планеты, лишенной атмосферы. Кредит изображения: https://www.nasa.gov/feature/goddard/2023/nasa-s-webb-measures-the-temperature-of-a-rocky-exoplanet

Отсутствие существенной атмосферы у TRAPPIST-1 b не стало сюрпризом. Атмосферные модели предсказывают для нее сильную эрозию, вызванную мощными вспышками близкой звезды и корональными выбросами, особенно в первый миллиард лет существования этой системы.

Авторы планируют провести наблюдения вторичных минимумов TRAPPIST-1 b с помощью MIRI в фильтре F1280W (в лучах с длиной волны 11.4-14 мкм), а также измерить фазовую кривую, что позволит определить температуру и ночного полушария этой планеты.

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-023-05951-7
Если не открывается, то https://arxiv.org/pdf/2303.14849.pdf

 

 

26 марта 2023
LHS 3154 b: нептун с температурным режимом Венеры у ультрахолодного карлика

Подавляющее большинство звезд в Галактике является красными карликами. Среди них выделяют группу ультрахолодных карликов с массами меньше 0.25 солнечных масс. Распространенность планет у ультрахолодных карликов известна плохо из-за крайней тусклости этих объектов, затрудняющей поиск планет. Среди самых известных ультрахолодных карликов с обнаруженными планетами – TRAPPIST-1 и звезда Тигардена. Предполагается, что большинство планет у ультрахолодных карликов должны иметь массы, сравнимые с массой Земли.

24 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты у ультрахолодного карлика LHS 3154. Планета была обнаружена методом лучевых скоростей с помощью ИК спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе им. Хобба-Эберли. Спектрограф чувствителен к лучам ближнего инфракрасного диапазона, где ультрахолодные карлики излучают максимум энергии.

LHS 3154 – красный карлик спектрального класса M6.5 V, удаленный от нас на 15.753 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.112 ± 0.003 солнечных масс, радиус – в 0.141 ± 0.004 солнечных радиусов, светимость в 840 раз меньше солнечной. Возраст звезды составляет 5 ⁺⁴/_-2 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

Лучевая скорость LHS 3154 демонстрирует когерентное колебание с периодом 3.7178 ± 0.0008 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает планета с проективной (минимальной) массой 13.15 ± 0.83 масс Земли, вращающаяся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0226 ± 0.0002а.е. Температурный режим новой планеты близок к температурному режиму Венеры.

Вероятность транзитной конфигурации нептуна LHS 3154 b – 2.9%, однако в данных TESS никаких следов транзитов обнаружить не удалось, планета явно не является транзитной.

Хотя у некоторых ультрахолодных карликов обнаружены и достаточно массивные планеты (так, у GJ 3512 известна планета с минимальной массой ~0.46 масс Юпитера), как правило, они находятся на широких орбитах, за снеговой линией. С точки зрения теорий планетообразования трудно объяснить наличие такой относительно массивной планеты, как LHS 3154 b, на такой тесной орбите. Возможно, протопланетный диск LHS 3154 был существенно массивнее, чем протопланетные диски большинства других ультрахолодных карликов.

Планета LHS 3154 b (подписана) на плоскости «Орбитальный период – Отношение масс планеты и звезды» среди других планет ультрахолодных карликов. Кружками показаны транзитные планеты с измеренными массами, треугольниками – не транзитные планеты, для которых известны только проективные (минимальные) массы. Цвет планет отражает температуру их родительских звезд.

Авторы поискали в данных признаки наличия дополнительных планет, но ничего не обнаружили.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.13321.pdf

 

 

24 марта 2023
У двойника Солнца HIP 104045 открыты две планеты-гиганта

Одной из интереснейших целей сравнительной планетологии является поиск планетных систем, максимально похожих на Солнечную систему. Среди критериев похожести – схожесть родительских звезд (звезда должна иметь характеристики, максимально близкие к характеристикам Солнца) и наличие планеты-гиганта на широкой орбите с низким эксцентриситетом – аналога Юпитера. Изучение таких систем поможет лучше понимать особенности происхождения и эволюции нашей Солнечной системы.

3 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у двойника Солнца HIP 104045. Планеты были открыты методом лучевых скоростей в рамках проекта STPS (Solar Twin Planet Search = Поиск планет у двойников Солнца). Как следует из названия, проект посвящен поискам планет у солнцеподобных звезд, он ведется с 2006 года на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS.

HIP 104045 (HD 200633) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 53.68 ± 0.08 пк. Ее масса оценивается в 1.030 ± 0.005 солнечных масс, радиус – в 1.05 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость на 11 ± 1% больше солнечной. И содержание тяжелых элементов, и возраст звезды (4.5 ± 0.5 млрд. лет) также близки к солнечным значениям.

В период с июля 2006 года по сентябрь 2019 года было получено 39 измерений лучевой скорости HIP 104045. Периодограмма показала наличие двух синусоидальных колебаний, не сопровождающихся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что оба колебания вызваны гравитационным влиянием планет.

Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты b оценивается в 0.498 ± 0.074 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 3.46 ± 0.31 а.е. и делает один оборот за 2315 ± 310 суток. Его температурный режим соответствует дальнему краю Главного пояса астероидов в Солнечной системе.

Параметры второй планеты c определены хуже. Ее минимальная масса составляет 43.2 ± 10.3 масс Земли – перед нами или массивный нептун, или (что вероятнее) – легкий газовый гигант. Орбитальный период планеты c оценивается в 316 ± 75 суток, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Орбита планеты пролегает в оптимистичной обитаемой зоне, но, конечно, будучи планетой-гигантом, HIP 104045 c не может быть обитаемой.

Для уточнения параметров обеих планет необходимы дальнейшие наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.01358.pdf

 

 

21 марта 2023
Свободно плавающих планет больше, чем вращающихся вокруг звезд?

Единственным методом, позволяющим обнаруживать свободно плавающие планеты и другие не светящиеся тела (например, одиночные черные дыры), является гравитационное микролинзирование. Еще в 2011 году коллаборация MOA объявила о наблюдении нескольких очень коротких (длящихся всего несколько часов) событий микролинзирования, вызванных объектами планетных масс. Эти события микролинзирования не показывали признаков наличия близкой звезды, а значит, обнаруженные планеты не принадлежали никакой звезде и свободно плавали в диске Галактики, или же, по крайней мере, находились на очень широких орбитах (были удалены от своих звезд более чем на ~10 а.е.). Дальнейшие наблюдения подтвердили вывод о наличии в Галактике обширной популяции свободно плавающих планет.

16 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная оценкам распространенности свободно плавающих планет. Авторы проанализировали наблюдения, собранные коллаборацией MOA в период с 2006 по 2014 год. 1.8-метровый телескоп MOA II с полем зрения 2.18 квадратных градусов вел наблюдения галактического балджа, где звездная плотность наиболее велика. Из 3535 событий микролинзирования на одиночной линзе, зафиксированных коллаборацией, 10 событий имели продолжительность меньше 1 суток, а 13 показывали явно выраженный эффект конечных размеров источника (это происходит, когда звезда-источник достаточно велика, чтобы ее нельзя было считать точечным объектом – например, в случае, когда звезда-источник является красным гигантом). Эффект конечных размеров источника позволяет измерить радиус Эйнштейна объекта-линзы.

Построив модели балджа с разным количеством свободно плавающих планет и сравнив результаты расчетов с наблюдениями, авторы нашли, что на каждую звезду в среднем приходится 21 ⁺²³/_-13 свободно плавающих планет с массами от 0.033 до 6660 масс Земли. Полная масса свободно плавающих планет, приходящихся на одну звезду, оценивается в 80 ⁺⁷³/_-47 масс Земли. Распределение свободно плавающих планет по массам аппроксимируется степенным законом с показателем степени, близким к -2: dN/dlogM ~ M^{-0.96 +0.27/-0.47}, что соответствует степенному закону dN/dM ~ M^{-1.96 +0.27/-0.47}.

Наблюдение события микролинзирования не позволяет отличить реальные свободно плавающие планеты от планет, находящихся достаточно далеко от своих звезд, но обращающихся вокруг них, подобно Нептуну в Солнечной системе. Однако и тут возможны некоторые оценки. Опираясь на наблюдения двойных линз (систем звезда + планета),  авторы оценили среднюю распространенность удаленных, но связанных планет с массами в диапазоне 0.033–6660 масс Земли в 1.1 ^+0.6/_-0.3 на одну звезду. Это означает, что большинство свободно плавающих планет действительно являются свободно плавающими. Более того, количество свободно плавающих планет может быть в 5.8 ^+6.4/_-3.8 раз больше, чем совокупное количество планет, вращающихся вокруг каких-либо звезд!

Для подтверждения этого неожиданного вывода необходимы новые наблюдения, которые авторы надеются получить после запуска космического телескопа им. Нэнси Роман (WFIRST).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.08280.pdf

 

 

20 марта 2023
Суперземля и мини-нептун у красного карлика TOI-2096

Одним из наиболее ярких открытий «Кеплера» явилось обнаружение зазора Фултона, или долины радиусов – резкого дефицита планет с радиусами 1.6-2.0 радиусов Земли, разделяющего преимущественно железокаменные суперземли и окутанные первичными водородно-гелиевыми атмосферами мини-нептуны. Что сформировало долину радиусов, до сих пор неясно; существует несколько сценариев, среди которых – потеря первичных водородных атмосфер путем фотоиспарения и образование суперземель из вещества диска, уже бедного газом. Разные сценарии предсказывают разную зависимость положения долины радиусов от свойств родительских звезд и степени нагрева планет. Чтобы выяснить, какой из сценариев ближе к истине, необходимо изучать планеты, расположенные вблизи или внутри долины радиусов, определяя их массы и средние плотности.

16 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у красного карлика TOI-2096. Радиусы планет находятся по разные стороны зазора Фултона, что в дальнейшем позволит уточнить его положение у звезд малых масс.

TOI-2096 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 48.46 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.231 ± 0.012 солнечных масс, радиус – в 0.235 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 169 раз меньше солнечной. Возраст звезды неизвестен, но, во всяком случае, он превышает 4 млрд. лет.

TOI-2096 попала на 14, 20 и 21 сектора TESS в рамках основной миссии и на 40, 41, 47 и 53 сектора в рамках расширенной миссии. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 3.119 и 6.388 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.24 ± 0.08 и 1.91 ± 0.10 радиусов Земли. Планеты вращаются вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.025 ± 0.001 0.040 ± 0.002 а.е, соответственно, их эффективные температуры оцениваются в 445 ± 13 и 349 ± 10 К.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации. К сожалению, тусклость родительской звезды (+15.81 звездной величины) не позволила измерить массы планет методом лучевых скоростей. Исходя из эмпирических соотношений масса-радиус для известных экзопланет, массы планет b и c можно оценить в 1.9 ^+1.4/_-0.6 и 4.6 ^+3.5/_-1.8 масс Земли. Поскольку планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, возможно, в будущем удастся измерить их массы методом тайминга транзитов.

Оба конкурирующих сценария предсказывают железокаменный состав планеты b, однако ожидаемая масса и средняя плотность планеты c зависит от сценария. В будущем измерение массы планеты c поможет определить основной механизм формирования долины радиусов у звезд красных карликов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.08174.pdf

 

 

14 марта 2023
Неожиданно выживший: горячий нептун у красного гиганта

Резкий дефицит планет с радиусами 3-8 радиусов Земли и орбитальными периодами меньше 10 суток называется «пустыней горячих нептунов». Существует несколько гипотез, объясняющих наличие этой «пустыни» – от фотоиспарения атмосфер маломассивных планет до приливного разрушения легких газовых гигантов. Изучение планет, попадающих в «пустыню горячих нептунов», поможет определить вклад каждого из предложенных механизмов.

14 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего нептуна, вращающегося вокруг красного гиганта TIC 365102760. Планета сильно раздута и должна быстро терять атмосферу благодаря процессам фотоиспарения. Само существование этой планеты бросает вызов теоретикам – как она сумела выжить у такой старой и яркой звезды?

Звезда TIC 365102760 удалена от нас на 555.5 ± 7.6 пк. Она уже сошла с главной последовательности, миновала стадию субгиганта и находится в начале стадии красного гиганта. Ее масса оценивается в 1.21 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 3.23 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость примерно в 4.5 раза больше солнечной. TIC 365102760 отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их в 3.4 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды составляет 7.2 ± 1.4 млрд. лет.

TIC 365102760 попала на 14, 15, 16, 41, 55 и 56 сектора TESS (наблюдения велись с перерывами с 18 июля 2019 года по 30 сентября 2022 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.213 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 6.21 ± 0.76 радиусов Земли. Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 20 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES. Масса TIC 365102760 b оказалась равной 19.2 ± 4.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.44 ^+0.23/_-0.15 г/куб.см. Планета вращается на среднем расстоянии 0.062 ± 0.005 а.е. (~4.14 звездных радиусов), эксцентриситет ее орбиты не превышает 0.4.

Планета TIC 365102760 b (показана звездой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом показана инсоляция планет, цветовая шкала расположена справа от графика.

Расчеты интенсивности жесткого излучения звезды показывают, что, имея текущий размер, за все время своего существования планета должна была потерять от 24 до 65% своей массы. Если радиус планеты был больше, то и темпы потери водорода также должны быть больше. Альтернативная гипотеза состоит в том, что, напротив, пока родительская звезда находилась на главной последовательности, радиус планеты был меньше, чем сейчас, и составлял 5.0 ± 0.2 радиусов Земли, а затем быстро увеличился, когда возросла светимость звезды. По этой гипотезе в будущем TIC 365102760 b продолжит раздуваться, превращаясь в легкий газовый гигант с радиусом 7-8 радиусов Земли, а затем будет поглощена своей звездой.

Таким образом, некоторые горячие нептуны могут выживать в течение миллиардов лет даже несмотря на сильный нагрев, подытоживают авторы работы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.06728.pdf

 

 

11 марта 2023
Мини-нептун у молодой звезды HD 207496 (TOI-1099)

Для понимания эволюции планетных систем необходимо изучать планетные системы разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно информативно изучение молодых систем, поскольку многие важные процессы, формирующие облик планет, происходят в первый миллиард лет. Это и приливное взаимодействие с родительской звездой, и потеря атмосферы благодаря фотоиспарению или нагреву горячим ядром. Поэтому изучение молодых планетных систем привлекает повышенный интерес.

8 марта 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна HD 207496 b. Планета была открыта TESS на 13 и 27 секторе и после процедуры валидации окончательно подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

HD 207496 (TOI-1099) – оранжевый карлик спектрального класса K2.5 V, удаленный от нас на 23.638 ± 0.012 пк. Его масса оценивается в 0.80 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.77 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.5 раза меньше солнечной. Возраст звезды оценивается в 520 ± 260 млн. лет.

При массе 6.1 ± 1.6 масс Земли радиус планеты HD 207496 b составляет 2.25 ± 0.12 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 3.17 ^+0.97/_-0.91 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0629 ± 0.0011 а.е. (~21.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.23 ± 0.05, и делает один оборот за 6.441 суток. Эффективная температура планеты достигает 743 ± 26 К.

Планета HD 207496 b (показана черной точкой и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цвет планет отражает степень их нагрева, цветовая шкала расположена в левом верхнем углу графика. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

На диаграмме «Масса – Радиус» HD 207496 b располагается на линии воды, но крайне маловероятно, что она только из воды и состоит. Планете с такой средней плотностью могут отвечать разные варианты химического состава – от железокаменного ядра, окутанного протяженной водородно-гелиевой атмосферой, до супер-Ганимеда, включающего значительную фракцию воды, с тонкой водородной атмосферой.

Расчет интенсивности жесткого излучения звезды привел авторов к выводу, что независимо от состава планета должна полностью потерять первичную водородно-гелиевую атмосферу за 1.0 ± 0.6 млрд. лет. Таким образом, в будущем она станет или суперземлей, или, что вероятнее, супер-Ганимедом с атмосферой преимущественно из водяного пара.

Кроме RV-сигнала транзитной планеты авторы обнаружили еще один сигнал с периодом 2.29 суток и полуамплитудой ~0.7 м/с, соответствующий планете с минимальной массой 1.25 масс Земли. Однако его достоверность низкая, и транзитов с таким периодом в данных TESS не обнаружено. Авторы склонились к выводу, что сигнал является проявлением звездной активности, однако планируют продолжить наблюдения, чтобы поискать в этой системе дополнительные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2303.03775.pdf

 

 

3 марта 2023
Две планеты-гиганта у звезды TIC 279401253

Большинство экзопланет, известных к настоящему моменту, открыто транзитным методом с помощью космических телескопов «Кеплер» и TESS. Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находятся на тесных орбитах и очень горячи. Однако постепенно растет и количество более удаленных и относительно прохладных транзитных планет. Для многих из них было зафиксировано только одно транзитное событие, позволившее определить радиус планеты, а остальные ее характеристики пришлось определять другими методами – в частности, методом лучевых скоростей.

22 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет-гигантов у солнцеподобной звезды TIC 279401253. Исследователи заинтересовались этой звездой после того, как на ее кривой блеска, полученной TESS на 4 и 31 секторах, прорисовалось единственное транзитное событие с глубиной, соответствующей планете-гиганту. Предположив, что вокруг TIC 279401253 вращается сравнительно долгопериодический газовый гигант, авторы получили 19 замеров лучевой скорости этой звезды с помощью спектрографа FEROS и 14 измерений с помощью HARPS. Наблюдения охватили период с февраля 2021 года по октябрь 2022 года. В итоге им удалось не только измерить массу транзитной планеты, но и обнаружить еще одну (не транзитную) планету.

TIC 279401253 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 287.1 ± 1.9 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.06 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость – в 1.25 ± 0.05 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца) и сравнительно молодым возрастом в 1.2 ^+1.0/_-0.8 млрд. лет.

При радиусе 1.00 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TIC 279401253 b достигает 6.14 ± 0.4 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 8.2 ± 1.1 г/куб.см. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.369 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.45 ± 0.03, и делает один оборот за 76.8 ± 0.06 суток. Его температурный режим оказывается близок к температурному режиму Меркурия, однако в перицентре планета подходит к своей звезде ближе Меркурия и нагревается сильнее.

Помимо колебаний, вызванных наличием планеты b, лучевая скорость TIC 279401253 продемонстрировала еще одно колебание большой амплитуды, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает планета c с проективной (минимальной) массой 8.02 ± 0.18 масс Юпитера и орбитальным периодом 155.3 ± 0.7 суток. Орбита TIC 279401253 c также отличается заметным эксцентриситетом – 0.25 ± 0.04. Планеты находятся в орбитальном резонансе 2:1 – отношение их периодов колеблется вокруг 2, что делает эту систему динамически устойчивой. Период колебаний основных орбитальных параметров обеих планет составляет всего ~45 лет.

Планеты системы TIC 279401253 (показаны зеленым треугольником и ромбом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их среднюю плотность, цветовая шкала расположена справа от графика. Положение TIC 279401253 c показано в предположении, что ее радиус тоже близок к радиусу Юпитера.

Сильное гравитационное взаимодействие между планетами большой массы должно приводить к значительным вариациям времени наступления транзитов. Однако поскольку удалось пронаблюдать только один транзит планеты b, авторы не могут предсказать их точно. Они планируют продолжить наблюдения за этой интересной системой, чтобы уточнить все ее параметры.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.10838.pdf

 

 

23 февраля 2023
TOI-3235 b: умеренно нагретая планета-гигант у красного карлика

Красные карлики богаты планетами, но, как правило, это планеты небольшого размера с радиусами меньше 4 радиусов Земли. Газовых гигантов у красных карликов известно очень мало, а по теории аккреции на ядро их не должно быть совсем (особенно у маломассивных звезд с массой меньше 0.5 солнечных масс). До сих пор неясно, как именно в небольших протопланетных дисках средних и поздних красных карликов умудряются сформироваться планеты-гиганты. Поэтому открытие каждой такой планеты представляет особый интерес.

21 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию газового гиганта у красного карлика TOI-3235. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-3235 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 72.5 ± 0.12 пк. Его масса оценивается в 0.394 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.37 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 62 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза больше, чем в составе Солнца.

TESS наблюдала звезду TOI-3235 на 11 и 38 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.59262 суток и глубиной ~0.1 звездной величины, соответствующей планете-гиганту радиусом 1.017 ± 0.044 радиусов Юпитера. Интересно, что транзиты у этой звезды были зафиксированы еще в 2017 году наземным транзитным обзором HATSouth, но тогда автоматический алгоритм счел их ложнопозитивом (затменной двойной) из-за большой глубины, не свойственной транзитам планет по дискам звезд.

После стандартной процедуры валидации авторы попытались измерить массу TOI-3235 b методом лучевых скоростей. Они получили 7 измерений лучевой скорости звезды высокоточным спектрографом ESPRESSO. Масса планеты оказалась равной 0.665 ± 0.025 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.78 ± 0.11 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.029) на расстоянии 0.0271 ± 0.0005 а.е., его эффективная температура составляет 604 ± 19 К.

Планета TOI-3235 b (показана красной звездой и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других планет с измеренной массой у красных карликов. Цвет планет отражает массу их родительских звезд, цветовая шкала расположена справа от графика. Пунктирная и точечная кривые – теоретические соотношения масса-радиус для планет, расположенных ближе и дальше 0.1 а.е. от своей звезды (в предположении, что масса звезды равна 1 массе Солнца).

В качестве примера умеренно нагретой планеты-гиганта TOI-3235 b будет отличной целью для JWST, который сможет изучить свойства ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.10008.pdf

 

 

22 февраля 2023
AF Lep b: молодая массивная планета-гигант, обнаруженная с помощью астрометрии и на снимках

Одним из перспективных методов поиска и изучения экзопланет является получение их изображений (imaging). Однако до сих пор ни одна экзопланета не была зарегистрирована в отраженных лучах – слишком велик контраст между ослепительной звездой и тусклой планетой, отражающей звездный свет. Все планеты, которые проявились на снимках, были зафиксированы благодаря их собственному тепловому излучению. Все они – молодые массивные планеты-гиганты, которые образовались миллионы и десятки миллионов лет назад и все еще раскалены до 500-2500 К.

Массивная планета-гигант может проявлять себя не только как источник инфракрасного излучения, она будет доступна также ряду косвенных методов поиска экзопланет. В частности, гравитационное поле такой планеты заставит звезду двигаться по орбите вокруг их общего центра масс. Это движение может быть обнаружено как методом лучевых скоростей, так и с помощью астрометрии. Поскольку распространенность массивных планет у FG звезд сравнительно невелика (сейчас она оценивается в 5-6%), астрометрические или RV-сигналы от молодых звезд могут навести исследователей на системы с массивными планетами-гигантами, которых можно увидеть на снимках. В этом случае различные методы эффективно дополняют друг друга.

14 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу три статьи, посвященные открытию массивной планеты-гиганта у молодой звезды AF Lep (HD 35850). Подозрения в том, что у этой звезды есть планета, появились после сравнения данных астрометрических миссий «Гиппарх» и «Гайя». Измеренные положения AF Lep на небесной сфере демонстрировали ее ускорение, вызванное возможным наличием массивной планеты. Чтобы обнаружить эту планету непосредственно, три независимые группы исследователей получили снимки окрестностей звезды на телескопе Кек II помощью инфракрасной камеры NIRC2 и в разные эпохи на инструменте SPHERE, установленном на VLT. Все три группы обнаружили слабый инфракрасный источник, который был отождествлен с искомой планетой.

Изображения планеты AF Lep b, полученные на Кеке II (камера NIRC2) 21 декабря 2021 года (слева) и 3 февраля 2023 года (справа). Положение родительской звезды отмечено крестом.

Изображения планеты AF Lep b, полученные приемником IRDIS на SPHERE 20 октября 2022 года. Положение родительской звезды отмечено белым кружком.

AF Lep (HD 35850, HR 1817) – молодая звезда спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 26.843 ± 0.014 пк. Ее масса оценивается в 1.20 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.25 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое больше солнечной. Возраст звезды составляет всего 24 ± 3 млн. лет, содержание тяжелых элементов в полтора раза выше солнечного. Звезда окружена протяженным осколочным диском с температурой 45-85 К.

Свойства планеты, полученные тремя группами (приведены в таблице), несколько различаются, но в целом согласуются друг с другом.

Таблица. Свойства планеты AF Lep b

Источник	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Большая полуось орбиты, а.е.	Орбитальный период, лет	Эксцентриситет	Наклонение орбиты, °
Franson et al.	3.3 ± 0.7*	–	8.4 ± 1.3	22 ± 5	0.24 +0.27/-0.15	50 +9/-12
Mesa et al.	5.24 ± 0.1	1.30-1.35	8.0 ± 0.9	20.6 ± 3.5	0.47 +0.17/-0.13	82 ± 23
Robert J. De Rosa et al.	4.3 +2.9/-1.2	1.28-1.38	9.3 +2.4/-1.8	24.8 +10/-6.8	0.32 +0.41/-0.23	98 +32/-42

*Приведена динамическая масса планеты, оцененная по влиянию на родительскую звезду.

В целом можно утверждать, что вокруг звезды AF Lep вращается молодая планета-гигант массой 2-6 масс Юпитера, которая продолжает сжиматься и нагрета до температуры 1000-1700 К. После остывания температурный режим AF Lep b будет соответствовать температурному режиму Юпитера. Орбита планеты отличается заметным эксцентриситетом, орбитальный период составляет 17-35 лет. Дальнейшие наблюдения позволят существенно уточнить ее параметры.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.05420.pdf
https://arxiv.org/pdf/2302.06213.pdf
https://arxiv.org/pdf/2302.06332.pdf

 

 

18 февраля 2023
TOI-3984A b и TOI-5293A b: планеты-гиганты у красных карликов, входящих в состав широких пар

Распространенность горячих юпитеров зависит от свойств родительских звезд. Если у солнцеподобных звезд этот параметр оценивается в 0.5-1%, у красных карликов он составляет всего 0.27 ± 0.09%. Однако точные оценки распространенности горячих юпитеров зависят от того, что именно мы считаем горячим юпитером. Если считать ими все газовые гиганты с орбитальными периодами короче 10 суток, то горячие юпитеры, вращающиеся вокруг красных карликов, часто оказываются не такими уж и горячими.

16 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух газовых гигантов у красных карликов TOI-3984A и TOI-5293A. Обе планеты были обнаружены TESS, прошли стандартную процедуру валидации, и были подтверждены методом лучевых скоростей. Оба гиганта вращаются вокруг звезд, входящих в состав широких пар.

TOI-3984A – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 108.4 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.49 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.47 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 34.6 раз меньше солнечной. На расстоянии 3.27 угловых секунд (~356 а.е. в проекции на небесную сферу) располагается звездный компаньон – белый карлик массой около 0.75 солнечных масс и возрастом остывания, близким к 2.9 млрд. лет. С учетом свойств компаньона возраст системы оценивается в 4.0 ± 1.1 млрд. лет.

При радиусе 0.71 ± 0.02 радиусов Юпитера масса планеты TOI-3984A b составляет 0.14 ± 0.03 масс Юпитера или 44 ± 8.7 масс Земли – перед нами легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.041 ± 0.002 а.е. и делает один оборот за 4.35333 суток. Эксцентриситет орбиты оценивается в 0.04 ± 0.05 или не превышает 0.23 с достоверностью 99.7%. Средняя плотность TOI-3984A b составляет 0.49 ± 0.11 г/куб.см, эффективная температура довольно умеренная – 563 ± 15 К.

TOI-5293A – еще один красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 106.8 ± 0.6 пк. Его масса и радиус составляют 0.54 ± 0.02 и 0.52 ± 0.02 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость в 25 раз меньше солнечной. На расстоянии 3.57 угловых секунд (~579 а.е. в проекции на небесную сферу) располагается звездный компаньон – красный карлик с радиусом около 0.26 солнечных. Возраст системы очень неуверенно оценивается в 0.7-5.1 млрд. лет.

Масса планеты TOI-5293A b составляет 0.54 ± 0.07 масс Юпитера, радиус – 1.06 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.56 ± 0.09 г/куб.см. Гигант вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.034 ± 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ^+0.11/_-0.06, его орбитальный период равен 2.93029 суткам. Эффективная температура TOI-5293A b оценивается в 675 ± 42 К.

Планеты TOI-3984A b и TOI-5293A b (показаны звездами и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других планет у красных карликов. Желтыми пятиугольниками показаны планеты с орбитальными периодами короче 10 суток и радиусами больше 8 радиусов Земли («горячие юпитеры»), серыми точками – остальные планеты. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.3 и 1 г/куб.см.

В оптическом диапазоне оба родительских красных карлика тусклые, но в инфракрасном диапазоне они довольно яркие. Поэтому обе планеты (особенно TOI-3984A b) будут хорошими целями для JWST как примеры умеренно нагретых газовых гигантов, свойства атмосфер которых можно будет изучить методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.07714.pdf

 

 

15 февраля 2023
TOI-2525 b, c: две планеты-гиганта вблизи резонанса 2:1

Если горячие юпитеры, как правило, одиноки, теплые юпитеры (так называют газовые гиганты с периодами 10-300 суток) нередко входят в состав многопланетных систем. Для изучения таких систем наиболее плодотворно использовать и транзитный метод, и метод лучевых скоростей, при совместном применении позволяющие определять массы и радиусы планет. В случае, когда планеты находятся вблизи резонанса низкого порядка (т.е. когда их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа, например, 2:1 или 3:2), массы планет также можно оценить методом тайминга транзитов.

14 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная двухпланетной системе TOI-2525. Звезда попала в область неба, которую TESS наблюдала в течение долгого времени, что позволило не только обнаружить два транзитных кандидата, но и зафиксировать масштабные вариации времени наступления транзитов, амплитуда которых достигает 0.2 суток. В дальнейшем оценка масс обеих планет была подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-2525 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 400 ± 2.3 пк. Его масса оценивается в 0.85 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.785 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость – в 0.363 ± 0.016 солнечных светимостей. Звезда отличается несколько повышенным содержанием тяжелых элементов (их примерно в 1.4 раза больше, чем в составе Солнца) и зрелым, но плохо определенным возрастом в 4.0 ^+4.3/_-2.6 млрд. лет.

TOI-2525 попала на 1, 3-11, 13, 27, 28 и 30-39 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 23.288 ± 0.002 и 49.260 ± 0.001 суток и глубиной, соответствующей планетам-гигантам с радиусами 0.88 ± 0.02 и 0.98 ± 0.02 радиусов Юпитера, соответственно. Большая глубина транзитов позволила наблюдать их и на наземных телескопах, в частности, на 40-сантиметровом автоматическом телескопе ASTEP, установленном в Антарктиде на высоте 3230 метров над уровнем моря. Также исследователи получили 11 измерений лучевой скорости TOI-2525 с помощью спектрографов PFS и FEROS.

Моменты наступления транзитов обеих планет демонстрируют сильные вариации, складывающиеся в синусоидальные колебания, находящиеся в противофазе. Массы планет, определенные из анализа этих вариаций, составили 0.088 ± 0.005 и 0.709 ± 0.034 масс Юпитера, соответственно. Внутренняя планета TOI-2525 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1511 ± 0.0025 а.е. и эксцентриситетом 0.159 ± 0.012, ее средняя плотность составляет всего 0.174 ± 0.016 г/куб.см. Внешняя планета TOI-2525 c вращается на среднем расстоянии 0.249 ± 0.004 а.е., ее эксцентриситет оценивается в 0.152 ± 0.006, а средняя плотность – 1.01 ± 0.08 г/куб.см. Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Меркурия.

Взаимное наклонение орбит обоих тел составляет 2.0 ^+1.9/_-1.2°, т.е. система достаточно плоская. Обе планеты являются газовыми гигантами, причем TOI-2525 b относится к наиболее легким планетам этого типа.

Планеты системы TOI-2525 (показаны звездами) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. На левом графике цветом показана эффективная температура планет, на правом – их средняя плотность. Сплошной линией показано модельное соотношение масса-радиус для гипотетической планеты, вращающейся на расстоянии 0.2 а.е. от TOI-2525 в предположении, что возраст звезды составляет 3.1 млрд. лет.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость этой системы на интервале 1 млн. лет и нашли ее полностью устойчивой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.05694.pdf

 

 

13 февраля 2023
Определена распространенность землеразмерных планет у поздних красных карликов

Подавляющее большинство (свыше 70%) звезд Галактики являются красными карликами. Уже известно, что большинство планет, вращающихся вокруг красных карликов, отличаются небольшими размерами, т.е. представляют собой мини-нептуны, суперземли и планеты земного типа. Поэтому общее количество небольших планет в Галактике определяется именно красными карликами.

9 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная определению распространенности планет у поздних красных карликов с массами 0.1-0.3 солнечных масс. Как правило, эти звезды имеют спектральные классы M4-M7. Авторы рассмотрели все известные звезды этого типа, расположенные ближе 15 пк от Солнца (их оказалось 512). Далее они исключили из выборки тесные двойные звезды, оставив только одиночные или входящие в состав широких пар с разделением компонентов больше 4 угловых секунд, на этом этапе в списке осталось 413 звезд. Из них были выбраны 363 звезды, наблюдавшиеся TESS на 1-42 секторах (с 25 июля 2018 года по 14 сентября 2021 года) и имеющие собственный номер во входном каталоге TIC. По кривым блеска, полученным TESS, проводился автоматический поиск транзитных кандидатов с периодами от 0.1 до 7 суток. В результате авторы обнаружили 5 уже известных планет и 1 транзитный кандидат, чья планетная природа ожидает подтверждения (TOI-910).

Далее для каждой звезды авторы оценили эффективность TESS в зависимости от отношения радиуса планеты к радиусу звезды и орбитального периода планеты. В частности, они нашли, что планеты с радиусами меньше 0.5 радиусов Земли находятся под порогом обнаружения, а эффективность обнаружения планет с радиусами 0.5-0.9 радиусов Земли составляет в среднем 10-70%. Для планет с радиусами больше 1.4 радиусов Земли эффективность обнаружения близка к 1.

Следует отметить, что планетам с периодами 0.1-7 суток соответствует уровень инсоляции от 131-1771 до 0.5-6.1 земного (в среднем 4-200 земного), то есть речь идет об относительно горячих планетах, расположенных (в пересчете на масштабы Солнечной системы) внутри орбиты Венеры.

Что же оказалось?

Все шесть обнаруженных планет имеют радиусы в диапазоне 0.91-1.31 радиусов Земли, их орбитальные периоды лежат в диапазоне 0.4-7 земных суток. В диапазоне орбитальных периодов 0.1-0.4 суток не найдено ни одной планеты – и это при том, что для таких короткопериодических планет эффективность обнаружения максимальна. Также не было найдено ни одной планеты с радиусом больше 1.4 радиусов Земли. Видимое отсутствие таких планет не может быть объяснено наблюдательной селекцией, оно говорит о реальном дефиците тел на предельно тесных орбитах (периодам 0.1-0.4 суток соответствуют большие полуоси орбит, равные 2.0-6.9 радиусов звезды), а также мини-нептунов. Авторы говорят и о возможном дефиците планет с радиусами 0.5-0.9 радиусов Земли – хоть эффективность их обнаружения существенно меньше единицы, при большой распространенности таких планет хотя бы несколько из них должно быть открыто, чего не наблюдается. Исследователи наложили верхний предел на распространенность таких планет (с периодами до 7 суток) в 0.21 на одну звезду.

В итоге совокупная распространенность планет с радиусами 0.5-2 радиусов Земли и периодами 0.4-7 суток составила 0.61 ^+0.24/_-0.19 на один поздний красный карлик массой 0.1-0.3 солнечных. Верхний предел на распространенность планет с радиусом больше 1.4 радиусов Земли – 0.16 на 1 звезду с достоверностью 90%. Таким образом, количество земель и суперземель у поздних красных карликов как минимум в 14 раз превышает количество мини-нептунов.

Также на одну звезду в среднем приходится 0.49 ^+0.19/_-0.15 планет с инсоляцией 4-200 земных.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.04242.pdf

 

 

8 февраля 2023
TOI-1338 c (BEBOP-1 c) – первая планета, открытая методом лучевых скоростей и вращающаяся вокруг пары звезд

Среди неожиданных открытий «Кеплера» было обнаружение планет, вращающихся вокруг тесной пары звезд как целого. Такие системы были названы циркумбинарными. «Кеплер» обнаружил 13 циркумбинарных планет в 11 системах, а в июне 2020 года была представлена первая циркумбинарная планета, обнаруженная миссией TESS. TESS зафиксировала три транзитных события с периодом 95.2 дня одинаковой глубины, но разной продолжительности по диску одного из компонентов затменно-переменной двойной звезды, чья двойственность была известна с 2009 года. Система получила наименование TOI-1338.

Другая группа исследователей в рамках проекта BEBOP (Binaries Escorted By Orbiting Planets), созданного для изучения циркумбинарных планет, получила 123 спектра родительской двойной звезды с помощью спектрографа ESPRESSO и 61 спектр с помощью HARPS, охватив наблюдениями интервал в 1472 суток (~4 года). Успеха они не достигли, на массу транзитной планеты был получен только верхний предел. Однако исследователи обнаружили дополнительный когерентный RV-сигнал с периодом 215.5 ± 3.3 суток, не сопровождающийся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что вокруг двойной звезды вращается еще одна планета, которую они назвали BEBOP-1 c (TOI-1338 c).

На данный момент система выглядит так.

Звезда TOI-1338 удалена от нас на 399 ± 3 пк и включает в себя два компонента. Главный компонент имеет спектральный класс F8 V, массу 1.13 ± 0.07 солнечных масс, радиус 1.345 ± 0.046 солнечных радиусов и примерно солнечное содержание тяжелых элементов. Второй компонент – красный карлик массой 0.313 ± 0.012 солнечных масс и радиусом 0.309 ± 0.006 солнечных радиусов. Оба компонента вращаются вокруг общего центра масс по эллиптической орбите с большой полуосью 0.132 ± 0.003 а.е., эксцентриситетом 0.1555 и орбитальным периодом 14.60856 суток. Система наблюдается с ребра, поэтому звезды регулярно затмевают друг друга. Возраст системы составляет 4.4 ± 0.2 млрд. лет.

Радиус внутренней (транзитной) планеты TOI-1338 b оценивается в 0.635 ± 0.015 радиусов Юпитера, или 6.85 радиусов Земли. Масса планеты не превышает 21.8 масс Земли, средняя плотность оказывается меньше 0.36 г/куб.см. Таким образом, перед нами небольшой газовый гигант. Планета b вращается вокруг двойной звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.461 ± 0.009 а.е. и эксцентриситетом 0.088 ± 0.004, и делает один оборот за 95.174 ± 0.035 суток. Наклонение орбиты планеты b к орбите двойной составляет 0.99 ± 0.3°, т.е. система достаточно плоская. TOI-1338 b немного горячее Меркурия.

Планета TOI-1338 b (показана коричневым треугольником, обозначающим верхний предел, и линией в сторону меньших масс) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Темно-голубым цветом показаны планеты из циркумбинарных систем.

Проективная (минимальная, m sin i) масса внешней планеты TOI-1338 c оценивается в 0.205 ± 0.037 масс Юпитера. Поскольку эта планета не является транзитной, ее радиус остается неизвестным. Планета вращается вокруг родительской двойной по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.16) на среднем расстоянии 0.794 ± 0.016 а.е. и делает один оборот за 215.5 ± 3.3 суток. Ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Моделирование динамической устойчивости этой системы показало, что наклонение орбиты TOI-1338 c к орбите родительской двойной не может превышать 40°, а значит, масса планеты не превышает 0.28 масс Юпитера. Орбита планеты c должна испытывать прецессию с периодом ~119 лет, а значит, в течение этого времени TOI-1338 c должна дважды становиться транзитной. К сожалению, пока невозможно предсказать период наблюдаемости внешней планеты, однако можно надеяться, что в обозримом будущем ее радиус также будет измерен.

Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ab8a48/pdf
https://arxiv.org/pdf/2301.10794.pdf

 

 

7 февраля 2023
Раздутый горячий юпитер TOI-640 b находится на полярной орбите

В Солнечной системе плоскости орбит больших планет мало наклонены к солнечному экватору. В частности, наклонение земной орбиты оценивается в 7.155 ± 0.002°. Однако в экзопланетных системах эта величина может принимать самые разные значения – от нуля до 180°. Некоторые планеты находятся на полярных и даже ретроградных орбитах, что говорит о бурной динамической эволюции этих систем.

Измерить наклонение орбиты транзитной планеты возможно с помощью эффекта Росситера–Мак-Лафлина. Звезды вращаются вокруг своей оси, и в процессе вращения одно полушарие (половина видимого диска) приближается к нам, а второе удаляется. Соответственно, линии в спектре приближающегося полушария испытывают сдвиг в фиолетовую сторону, а линии в спектре удаляющегося полушария – сдвиг в красную сторону. В сумме это приводит к уширению спектральных линий, но средняя лучевая скорость звезды не меняется.

Когда на диск звезды вступает транзитная планета, она перехватывает часть лучей, приходящих от приближающегося или удаляющегося полушария, что приводит к изменению средней лучевой скорости звезды. Изменение средней лучевой скорости звезды во время транзита планеты имеет характерный вид, зависящий от наклонения нормали к плоскости орбиты планеты к оси вращения звезды, точнее, его проекции на небесную сферу (это угол принято обозначать буквой λ). Чтобы перейти от проекции λ к истинному (пространственному) углу ψ, необходимо знать наклонение оси вращения звезды к лучу зрения.

6 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения горячего юпитера TOI-640 b. Чтобы измерить эффект Мак-Лафлина, авторы получили 22 измерения лучевой скорости родительской звезды во время транзита планеты, происшедшего 26 февраля 2022 года. Эффект имел аномальный вид, соответствующий наклонению λ, равному 184 ± 3°, т.е. ретроградной орбите.

Чтобы измерить наклон оси вращения звезды к лучу зрения, авторы по фотометрии TESS определили период вращения звезды (6.7 ± 0.6 суток) и сравнили наблюдаемую скорость вращения звезды с истинной (первую – по уширению линий в спектре, вторую – как скорость вращения сферы радиусом 2.08 солнечных радиусов). Оказалось, что наклон оси вращения звезды к лучу зрения составляет 23 ± 3°, то есть мы видим звезду примерно со стороны полюса. С учетом этого истинный угол наклона орбиты к оси вращения звезды ψ составил 104 ± 2°.

Высококачественные спектры звезды, полученные спектрографом HARPS, позволили уточнить и другие параметры планеты. В частности, ее масса «уменьшилась» с 0.88 ± 0.16 масс Юпитера до 0.57 ±0.02 масс Юпитера, средняя плотность составила 0.138 ± 0.013 г/куб.см, а эффективная температура «подросла» до 1816 ± 39 К.

TOI-640 b (показана квадратом с черной обводкой) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом показан уровень инсоляции планет, цветовая шкала (в логарифмическом масштабе) расположена справа от графика.

Авторы отмечают, что горячие юпитеры, вращающиеся вокруг звезд с температурой фотосферы больше 6250 К гораздо чаще оказываются на полярных орбитах, чем планеты более холодных звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.01702.pdf

 

 

6 февраля 2023
K2-415 b: землеразмерная планета в 22 пк от Земли

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – идеальная цель для поисков рядом с ними небольших планет. Из-за малого размера дисков красных карликов транзиты планет оказываются глубже, чем транзиты планет тоже же размера по дискам солнцеподобных звезд. Обнаружению мелких транзитов землеразмерных планет мешает турбулентная земная атмосфера, поэтому подавляющее большинство таких планет было открыто космическими транзитными миссиями «Кеплер» и TESS.

3 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию землеразмерной планеты K2-415 b. Планета была обнаружена «Кеплером» в рамках 16 наблюдательной кампании расширенной миссии K2, затем ее транзиты наблюдала TESS. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения). Вероятность ложного открытия (т.е. не планетной природы транзитного кандидата) оценивается в 2·10^-4. Чтобы оценить массу кандидата, исследователи получили 42 измерения лучевой скорости звезды с помощью спектрографа IRD на Субару со средней погрешностью единичного измерения 4-7 м/с.

K2-415 (EPIC 211414619, TOI-5557) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 21.804 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.1635 ± 0.004 солнечных масс, радиус – в 0.1965 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость в 285 раз меньше солнечной. Звезда отличается сравнительно быстрым вращением и умеренной хромосферной активностью.

Радиус планеты K2-415 b составляет 1.015 ± 0.05 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.027 ± 0.00023 а.е. (29.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.01797 суток. Освещенность, создаваемая звездой на орбите планеты, в 4.82 ± 0.45 раз превышает освещенность на орбите Земли. По всей видимости, планета представляет собой горячий аналог Венеры.

Формальное значение массы K2-415 b, полученное методом лучевых скоростей, составляет 3.0 ± 2.7 масс Земли. Поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно заявляют, что масса планеты не превышает 7.5 масс Земли. Этот предел слишком мягкий, чтобы наложить хоть какие-нибудь ограничения на состав планеты. Даже если бы она состояла из чистого железа, ее масса оказалась бы равной 2.2 масс Земли. В реальности масса K2-415 b должна быть еще меньше.

Планета K2-415 b (показана красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Синим цветом показаны планеты маломассивных звезд с массами 0.1-0.3 солнечных, фиолетовым цветом – планеты системы TRAPPIST-1, серым цветом – все остальные. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Как отмечают исследователи, чтобы более точно измерить массу K2-415 b, необходимо использовать более точные ИК-спектрографы, например, MAROON-X.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.00699.pdf

 

 

3 февраля 2023
GJ 463 b: массивный газовый гигант с тепловым режимом Урана

Метод лучевых скоростей позволяет обнаруживать экзопланеты практически с любым наклонением орбит, однако у него есть важный недостаток. Регистрация колебаний лучевой скорости звезды, вызванных гравитационным влиянием планеты, позволяет определить только проективную, или минимальную массу планеты m sin i, где i – наклонение орбиты планеты к лучу зрения. В случае, когда угол i мал (система наблюдается «плашмя»), истинная масса планеты может многократно превышать минимальную. Если планета не является транзитной, определить ее наклонение нелегко. Для большинства планет, открытых методом лучевых скоростей, наклонение орбиты и истинная масса остаются неизвестными.

Однако если масса планеты достаточно велика, а сама она удалена от своей звезды на значительное расстояние, появляется возможность определить массу планеты с помощью астрометрии. Поскольку и звезда, и планета вращаются вокруг общего центра масс, видимое движение звезды по небесной сфере становится волнообразным, причем амплитуда «волн» пропорциональна истинной массе планеты. Амплитуда «волн» очень мала, поэтому, чтобы их зарегистрировать, необходимы специализированные космические телескопы. В настоящее время на орбите работает европейская астрометрическая миссия «Гайя». Данные, полученные «Гайей», позволяют оценить наклонение орбиты и истинную массу массивных RV-планет на широких орбитах.

Еще в ноябре 2022 года в журнале The Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию методом лучевых скоростей планеты-гиганта у сравнительно близкого красного карлика GJ 463. С апреля 2008 года по январь 2022 года авторы получили 55 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе HRS и 19 на HIRES. Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебание с периодом 3448 ± 110 суток и полуамплитудой 33.3 ± 3 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что вокруг GJ 463 вращается планета-гигант.

GJ 463 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 18.365 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.49 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.49 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость примерно в 29.6 раз меньше солнечной. Низкий уровень активности и сравнительно медленное вращение (период превышает 14 суток) говорит о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

Минимальная масса (m sin i) GJ 463 b составляет 1.55 ± 0.15 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 3.53 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ^+0.18/_-0.05, и делает один оборот за 9.44 ± 0.3 года. Температурный режим планеты близок к температурному режиму Урана.

Какова же истинная масса GJ 463 b?

2 февраля 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья итальянского астронома Alessandro Sozzetti, посвященная измерению наклонения орбиты этой планеты с помощью данных, полученных астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Исследователь нашел, что наклонение орбиты GJ 463 b составляет 153 ± 3° в случае проградной орбиты или 27 ± 3° в случае ретроградной. Истинная масса планеты оказывается равной 3.6 ± 0.4 масс Юпитера в первом случае и 3.4 ± 0.3 масс Юпитера во втором.

Формирование такой массивной планеты у такой легкой звезды непросто объяснить в рамках сценария аккреции на ядро. Возможно, при рождении GJ 463 была окружена массивным протопланетным диском, в котором развилась гравитационная неустойчивость.

Sozzetti отмечает, что 4-й релиз данных «Гайи», охватывающий 66 месяцев наблюдений и ожидающийся в конце 2025 года, позволит охватить большую часть витка гиганта GJ 463 b и существенно уточнить все параметры этой планеты.

Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac8e05/meta
https://arxiv.org/pdf/2302.00413.pdf

 

 

2 февраля 2023
Теплый гигант TOI-1899 b оказался не раздутым

Сравнительно удаленные от родительской звезды планеты-гиганты (т.н. теплые юпитеры) редко оказываются транзитными, поскольку вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. Также планеты-гиганты редко встречаются у звезд красных карликов. Поэтому транзитный теплый юпитер у красного карлика TOI-1899 оказался «редкостью в квадрате». Планета была представлена в июле 2020 года, ее обнаружила TESS по единственному транзитному событию. После стандартной процедуры валидации TOI-1899 b подтвердили методом лучевых скоростей.

На первый взгляд, планета казалась необычно раздутой – при массе 0.66 ± 0.07 масс Юпитера ее радиус достигал 1.37 ± 0.06 радиусов Юпитера. Эта величина обычна для горячих юпитеров, но в том-то и дело, что гигант TOI-1899 b горячим не был – вращаясь вокруг красного карлика с периодом 29.09 суток, он имел эффективную температуру, близкую к 380 К.

Наблюдения были продолжены, и 27 января 2023 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная существенному уточнению свойств TOI-1899 b. Авторы пронаблюдали еще три транзита на TESS, несколько транзитов на наземных телескопах, и получили 33 дополнительных измерения лучевой скорости звезды в дополнение к 15 уже имеющимся. Все это позволило существенно уточнить и орбитальные, и физические параметры планеты.

Самое главное – уточненный радиус TOI-1899 b составил 0.99 ± 0.03 радиусов Юпитера, т.е. планета все-таки не раздута. Ее массу тоже уточнили, теперь она равна 0.67 ± 0.04 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.85 ± 0.10 г/куб.см. Эксцентриситет орбиты «уменьшился» с 0.12 ± 0.08 до 0.044 ± 0.029, т.е. орбита планеты близка к круговой.

Как пример сравнительно прохладного гиганта, TOI-1899 b будет отличной целью для JWST, который сможет исследовать свойства его атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Авторы промоделировали трансмиссионный спектр планеты и нашли, что JWST сможет обнаружить в ее атмосфере водяной пар и метан даже при наличии плотной высотной дымки.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.10837.pdf

 

 

20 января 2023
У красного карлика GJ 1151 обнаружен мини-нептун с температурным режимом Сатурна

В 2020 году радиотелескоп LOFAR зарегистрировал необычное радиоизлучение от ничем не примечательного красного карлика GJ 1151. Излучение регистрировалось в полосе 120-167 МГц, отличалось примерно плоским спектром и высокой степенью круговой поляризации (64 ± 6%), и не сопровождалось никакими признаками звездной активности. Исследователи выдвинули гипотезу, что излучение образуется в результате взаимодействия магнитного поля звезды с магнитосферой планеты земного типа, вращающейся вокруг родительской звезды с орбитальным периодом 1-5 суток.

Чтобы подтвердить или опровергнуть наличие такой планеты, сразу несколько научных коллективов приступило к измерению лучевой скорости GJ 1151 на различных чувствительных спектрографах. Некоторое время данные оставались противоречивыми. Одни группы находили в этой области планету, другие опровергали первых, ничего не обнаружив. Наконец, в статье, опубликованной в Архиве электронных препринтов 12 января 2023 года, авторы подытожили поиски планет в этой системе, объединив в своем анализе все доступные измерения лучевых скоростей GJ 1151, полученных на спектрометрах CARMENES, HARPS-N и HPF. Им все-таки удалось обнаружить планету – но совсем не там, где ожидалось.

GJ 1151 – красный карлик спектрального класса M4.5 V, удаленный от нас на 8.043 ± 0.004 пк. Его масса оценивается в 0.164 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.178 ± 0.004 солнечных радиусов, светимость примерно в 300 раз меньше солнечной. Медленное вращение (один оборот за 140 ± 10 суток) и низкий уровень активности говорят о зрелом возрасте звезды.

Авторы проанализировали 25 измерений лучевой скорости GJ 1151, полученные на HPF, 46 измерений на HARPS-N и 97 – на CARMENES (всего 168 за период в 2290 суток). Периодограмма показала наличие синусоидального колебания с периодом 389.7 ± 6.5 суток и полуамплитудой 3.1 ± 0.4 м/с, накладывающегося на параболу и не сопровождающегося никакими признаками звездной активности.

Авторы пришли к выводу, что синусоидальное колебание вызывается планетой с минимальной массой 10.6 ± 1.5 масс Земли, а парабола, возможно, отражает участок витка еще одной эксцентричной долгопериодической планеты-гиганта. Планета GJ 1151 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.571 ± 0.006 а.е., ее температурный режим близок к температурному режиму Сатурна. Минимальная масса внешней планеты превышает 0.16 масс Юпитера, а ее орбитальный период превышает 17.2 года. Вместе с тем астрометрические данные, полученные «Гайей», исключают наличие у GJ 1151 планеты с массой больше 3 (8) масс Юпитера с достоверностью 90 (99)%. Если параболический RV-сигнал действительно вызван планетой, ее масса должна попадать в интервал 0.16-8 масс Юпитера.

Уже полученные измерения лучевой скорости исключают наличие планеты с минимальной массой больше 0.73 масс Земли на орбите с периодом 1 суток, и больше 1.25 масс Земли на орбите с периодом 5 суток.

Как же объяснить излучение, зарегистрированное радиотелескопом LOFAR? Мини-нептун GJ 1151 b не может отвечать за его генерацию, поскольку находится далеко от звезды и вряд ли обладает мощным магнитным полем. Возможно, небольшая планета на тесной орбите в этой системе и правда существует, просто ее масса меньше, чем представленные в работе верхние пределы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.04442.pdf

 

 

18 января 2023
Суперземля с ультракоротким периодом и еще одна планета у красного карлика GJ 806 (TOI-4481)

Подавляющее большинство звезд в окрестностях Солнца являются красными карликами. Планетные системы красных карликов, как правило, включают небольшие планеты – мини-нептуны и суперземли, нередко находящиеся на короткопериодических орбитах. Среди них встречаются и планеты с орбитальными периодами меньше 1 суток, которые называют планетами с ультракороткими периодами. Поскольку вероятность транзитной конфигурации для планет с ультракороткими периодами достаточно велика, обычно их обнаруживают транзитным методом, а затем подтверждают методом лучевых скоростей.

18 января 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты с ультракоротким периодом у красного карлика GJ 806 (TOI-4481). Планета была обнаружена TESS на 15 секторе, затем повторно наблюдалась на 41 секторе. После стандартной процедуры валидации авторы измерили массу транзитной планеты методом лучевых скоростей, попутно обнаружив в системе еще одну (а может, и две) не транзитные планеты.

GJ 806 – красный карлик спектрального класса M1.5 V, удаленный от нас на 12.064 ± 0.002 пк. Его масса оценивается в 0.413 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.414 ± 0.004 солнечных радиуса, светимость в 38.5 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 1.9 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст GJ 806 очень неуверенно оценивается в 1-8 млрд. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 0.92632 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.33 ± 0.023 радиуса Земли. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 67 замеров лучевой скорости GJ 806 на спектрографе CARMENES со средней погрешностью единичного измерения 1.5 м/с, 37 замеров с помощью MAROON-X со средней погрешностью единичного измерения 0.4 м/с и 86 замеров на HIRES со средней погрешностью 2.4 м/с. Лучевая скорость звезды продемонстрировала два колебания с периодами 13.6 и 6.64 суток и полуамплитудой 3.55 и 4.1 м/с, соответственно. Только после удаления этих сигналов на периодограмме проявился пик с периодом 0.926 суток, соответствующий транзитной планете. Масса GJ 806 b оказалась равной 1.90 ± 0.17 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.40 ± 0.45 г/куб.см. Эта средняя плотность слишком низка, чтобы планета оказалась железокаменной, скорее всего, она содержит 0.1-1% воды в виде пара и закритического флюида. GJ 806 b вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0141 ± 0.0003 а.е. (7.3 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 940 ± 10 К.

Планета GJ 806 b (показана красным кружком) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Желтыми точками показаны планеты у красных карликов, серыми точками – планеты у более горячих звезд. Вертикальная розовая полоса соответствует планете GJ 806 c, чей радиус остался неизвестным. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Поскольку 6.64-суточный RV-сигнал является когерентным и не сопровождается никакими признаками звездной активности, авторы сочли, что он обусловлен не транзитной планетой с минимальной (m sin i) массой 5.8 ± 0.3 масс Земли. GJ 806 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0523 ± 0.0011 а.е. (~27.1 звездных радиусов), ее эффективная температура составляет 490 ± 5 К. Пока не известно, является ли эта планета суперземлей или мини-нептуном.

Природа 13.6-суточного RV-сигнала пока не ясна. Авторы не могут ни доказать его планетную природу, ни надежно связать его с проявлениями звездной активности. Если этот сигнал вызывается планетой, то ее минимальная масса составит 8.5 ± 0.5 масс Земли, а эффективная температура – 385 ± 4 К.

Авторы отмечают, что суперземля GJ 806 b будет прекрасной целью для JWST, причем как для трансмиссионной, так и для эмиссионной спектроскопии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.06873.pdf

 

 

16 января 2023
Два мини-нептуна влизи резонанса 2:1 у красного карлика TOI-4342

В настоящее время основной «фабрикой», поставляющей новые планеты научному сообществу, является обзорная транзитная миссия TESS. TESS была запущена 18 апреля 2018 года и приступила к научным наблюдениям 25 июля 2018 года. Во время основной миссии, продлившейся до 4 июля 2020 года, TESS пронаблюдала 70% небесной сферы, обнаружив 2241 транзитный кандидат.

Наблюдения в рамках расширенной миссии позволили обнаружить еще больше планет. Нередко бывает так, что единичный транзит небольшой планеты слишком мелкий (имеет малое соотношение сигнал/шум), чтобы его мог сразу обнаружить автоматический алгоритм обработки данных. Однако когда транзитных событий одной планеты набирается много, они суммируются, и достоверность транзитного сигнала повышается. Поэтому повторное наблюдение одного и того же участка неба способно привести к новым открытиям.

Именно это произошло с двумя планетами системы TOI-4342. TESS наблюдала звезду TOI-4342 на 13 и 27 секторах. В результате у нее были обнаружены две транзитные планеты с периодами 5.538 и 10.689 суток и радиусами 2.27 ± 0.04 и 2.42 ± 0.04 радиусов Земли, соответственно. По результатам наблюдений на обоих секторах отношение сигнал/шум для планет b и c достигает 13.1 и 11.5, хотя для каждого единичного транзита оно составляет всего 5.14 и 6.74, что ниже порога обнаружения.

TOI-4342 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 61.54 ± 0.07 пк. Его масса оценивается в 0.630 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.599 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в 13.4 раза меньше солнечной.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Массы обеих планет, оцененные методом лучевых скоростей, не превышают 0.32 и 0.29 масс Юпитера, соответственно. Однако, скорее всего, они гораздо ниже – исходя из эмпирических соотношений масса-радиус, авторы оценили их в 7.8 ± 1.0 и 8.5 ± 0.9 масс Земли. Эффективные температуры обеих планет составляют 634 ± 6 К и 509 ± 5 К, обе они горячее Меркурия.

Авторы отмечают, что обе планеты будут хорошими целями для JWST как примеры умеренно нагретых мини-нептунов, вращающихся вокруг одной и той же звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.01370.pdf

 

 

13 января 2023
JWST получил первый трансмиссионный спектр землеразмерной планеты

Трансмиссионная спектроскопия – мощный метод изучения атмосфер экзопланет. Однако до недавнего времени этому методу были доступны только протяженные водородные атмосферы планет-гигантов (преимущественно горячих юпитеров). Изучение атмосфер землеразмерных планет только начинается, и главные надежды здесь возлагаются на космический телескоп им Джеймса Вебба (JWST).

Транзитный кандидат у красного карлика LHS 475 (GJ 4102) был обнаружен TESS на 12 секторе, после чего звезда получила альтернативное наименование TOI-910. В дальнейшем LHS 475 наблюдалась на 13, 27 и 39 секторах. Кривая ее блеска продемонстрировала 45 транзитных событий глубиной 978 ± 73 ppm и продолжительностью 42 ± 13 минут, соответствующих планете с радиусом 0.99 ± 0.05 радиусов Земли и орбитальным периодом 2.029 суток. Родительская звезда – красный карлик спектрального класса M3.5 V – удалена от нас на 12.481 ± 0.007 пк, ее светимость в 114 раз меньше солнечной. Звезда отличается быстрым собственным движением – за год она смещается на небесной сфере на 1.28 угловых секунд.

Массу планеты не измеряли, но, считая LHS 475 b железокаменной, исследователи оценили ее массу в 0.914 ± 0.187 масс Земли. Из-за низкой светимости звезды эффективная температура планеты оказалась довольно умеренной – 586 ± 12 К в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону.

12 января 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям LHS 475 b на JWST. 31 августа и 4 сентября 2022 года авторы пронаблюдали два транзита этой планеты с помощью спектрографа NIRSpec в моде G395H. Они построили зависимость глубины транзита от длины волны, на которой ведутся наблюдения, в диапазоне от 2.87 до 5.27 мкм, разбитом на 56 каналов.

Трансмиссионный спектр LHS 475 b (данные, полученные NIRSpec, показаны черными крестами) и модельные трансмиссионные спектры планеты для разных вариантов состава атмосферы.

Трансмиссионный спектр LHS 475 b оказался почти плоским. Это сразу исключило наличие атмосферы, состоящей преимущественно из водорода и гелия. С меньшей достоверностью авторы исключили также безоблачную атмосферу из метана с давлением у поверхности больше 1 бар. С данными согласуются модели планеты без атмосферы или с разреженной атмосферой, планеты с атмосферой из углекислого газа, и несколько хуже – с атмосферой из азота или водяного пара. Также возможна атмосфера с плотной высотной дымкой (облаками).

Как понять, какая из моделей ближе к истине? Отсутствие или наличие атмосферы можно установить, измерив температуру дневного полушария LHS 475 b. Эта планета почти наверняка захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. Наличие плотной атмосферы способствует эффективному теплопереносу на ночную сторону, напротив, отсутствие атмосферы приведет к сильному нагреву дневного полушария и остыванию ночного. Так, в отсутствии атмосферы средняя температура дневного полушария составит 748 ± 16 К. В свою очередь, определить температуру дневного полушария возможно путем измерения глубины вторичного минимума в ИК-диапазоне (небольшого ослабления полного блеска системы при заходе планеты за звезду). Почти наверняка это будет сделано в ближайшие месяцы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.04191.pdf
https://www.nasa.gov/feature/goddard/2023/nasa-s-webb-confirms-its-first-exoplanet

 

 

12 января 2023
Обнаружена четвертая планета в системе TOI-700

Сравнительно близкие и яркие красные карлики – самые удобные цели для поисков рядом с ними небольших планет. Многие красные карлики окружены компактными компланарными многопланетными системами, включающими в себя планеты небольших размеров. Одной из таких систем является TOI-700.

Система TOI-700 была представлена 3 года назад – в январе 2020 года. Она включает в себя три планеты с орбитальными периодами 9.977, 16.051 и 37.424 суток с радиусами 0.914 ± 0.053, 2.60 ± 0.14 и 1.073 ± 0.059 радиусов Земли, соответственно, вращающиеся вокруг красного карлика спектрального класса M2 V. Температурный режим мини-нептуна TOI-700 c грубо соответствует температурному режиму Венеры, а температурный режим суперземли TOI-700 d является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса. Таким образом, TOI-700 d относится к потенциально обитаемым планетам.

11 января 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четвертой планеты в этой системе. Благодаря тому, что TOI-700 попала в область длительного наблюдения TESS, расположенную вблизи южного полюса эклиптики, она наблюдалась продолжительное время – на 1, 3–11 и 13 секторах в первый год миссии и на 27, 28, 30, 31 и 33–38 секторах в третий год. Набор статистики позволил обнаружить в этой системе четвертую планету TOI-700 e, орбита которой проходит между орбитами планет c и d. Радиус новой планеты оценивается в 0.953 ^+0.089/_-0.075 радиусов Земли, орбитальный период – в 27.8098 ± 0.0005 суток. Как и остальные планеты в этой системе, TOI-700 e отличается низким эксцентриситетом (формальное значение 0.059 ^+0.057/_-0.042). Вероятность не планетной природы этого транзитного кандидата – всего 2.74·10^-4, т.е. она считается статистически подтвержденной, за все время наблюдений было зарегистрировано 14 транзитов.

Температурный режим новой планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры (инсоляция 1.27 ± 0.15 земной), она попадает в оптимистичную обитаемую зону. Однако еще более важно то, что изучение TOI-700 e позволит разобраться, в чем причина драматической разницы между климатом Земли и Венеры. Заключается ли она лишь в повышенной инсоляции на орбите Венеры (1.91 земной), или в ее изначальной сухости, или причина кроется в каком-то катастрофическом событии в прошлом Венеры? Исследование климата TOI-700 e поможет ответить на эти вопросы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.03617.pdf

 

 

10 января 2023
Wolf 1069 b: землеподобная планета в обитаемой зоне

Хотя к настоящему моменту открыто уже свыше 5.2 тысяч экзопланет, полных аналогов Земли среди них нет. Это вызвано огромными трудностями в обнаружении такой небольшой и маломассивной планеты, как наша, у звезды солнечного типа. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых Землей на Солнце, составляет всего ~9 см/сек, что находится за пределами возможностей даже лучших современных спектрографов. Глубина транзита Земли по диску Солнца составляет ~83 ppm, а это значит, что даже «Кеплер» – лучшая на текущий момент фотометрическая миссия – мог бы обнаружить Землю только за 5-6 транзитов, что потребовало бы 5-6 лет непрерывных наблюдений. Другими словами, полные аналоги нашей планеты до сих пор находятся под порогом обнаружения.

Однако если рассматривать планетные системы красных карликов, ситуация меняется. Из-за малых размеров дисков красных карликов транзиты планет более глубокие, чем транзиты планет того же размера по дискам солнцеподобных звезд. Из-за малой массы красных карликов они заметнее откликаются на гравитационное влияние своих планет, чем более массивные солнцеподобные звезды. Именно поэтому подавляющее большинство обнаруженных планет с массами меньше 2 земных вращаются вокруг красных и поздних оранжевых карликов.

9 января 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию возможной планеты земного типа у близкого красного карлика Wolf 1069. Возможной – потому что планета была обнаружена методом лучевых скоростей, а значит, нам известна только ее проективная (минимальная, m sin i) масса.

Wolf 1069 (GJ 1253, LHS 3549, LTT 15977) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас на 9.575 ± 0.002 пк. Его масса оценивается в 0.167 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.181 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в 340 раз меньше солнечной. Очень медленное вращение и низкий уровень активности говорят о древнем возрасте в 7-11 млрд. лет.

С июня 2016 года по июнь 2020 года авторы получили 262 измерения лучевой скорости этой звезды с помощью визуального канала спектрометра CARMENES. Также авторы с 2017 по 2020 год вели фотометрические наблюдения Wolf 1069 для отслеживания ее активности.
Периодограмма показала наличие нескольких пиков, часть которых была связана с периодом вращения звезды вокруг своей оси, часть – с годовым циклом наблюдений. Однако один из периодов – 15.56 суток – не сопровождался ни какими-либо признаками звездной активности, ни особенностями, связанными с условиями наблюдений (например, с загрязнением спектров лунным светом). Авторы пришли к выводу, что вокруг звезды Wolf 1069 вращается планета с минимальной массой 1.36 ± 0.21 масс Земли. Уровень инсоляции на этой планете оценивается в 0.65 ± 0.03 земного, другими словами, ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса.

Транзитов Wolf 1069 b в данных TESS обнаружено не удалось, поэтому и радиус, и истинная масса планеты остаются неизвестными. Так что пока рано строить предположения о ее возможном климате. Тем не менее, планета выглядит хорошим кандидатом в потенциально обитаемые планеты.

Планета Wolf 1069 b (обведена голубой обводкой и подписана) на плоскости «Инсоляция – Эффективная температура звезды» среди других планет вблизи обитаемой зоны у звезд красных карликов. Светло-зеленым цветом показана оптимистичная, а темно-зеленым цветом – консервативная обитаемые зоны.

Полуамплитуда колебаний лучевой скорости Wolf 1069, наведенных планетой, составляет всего 1.07 ± 0.17 м/с, это меньше средней погрешности единичного измерения (1.67 м/с). Поэтому было бы неплохо подтвердить наличие этой планеты наблюдениями на других спектрографах северного полушария, например, HARPS-N, HIRES или EXPRES.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.02477.pdf

 

 

7 января 2023
Определены наклонения орбит и истинные массы шести долгопериодических планет

Метод лучевых скоростей позволяет определить только проективную, или минимальную массу планеты, т.е. произведение m·sin i, где i – наклонение орбиты планеты к лучу зрения. Если угол i мал (система наблюдается «плашмя»), истинная масса планеты может в несколько (а то и несколько десятков) раз превышать минимальную. То, что для метода лучевых скоростей выглядит как планета, может оказаться коричневым карликом или маломассивной звездой.

Для определения ориентации орбиты планеты и ее истинной массы возможно использовать астрометрию, т.е. определение точного положения родительской звезды на небесной сфере. Влияние планеты, особенно долгопериодической, заставляет звезду отклоняться от прямолинейного движения по небесной сфере, ее траектория становится волнообразной. Поскольку амплитуда этого отклонения пропорциональна массе планеты и большой полуоси ее орбиты, метод лучше всего подходит для массивных долгопериодических планет-гигантов.

4 января 2023 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная определению наклонения орбиты и истинной массы шести RV-планет и одного коричневого карлика. Для этого авторы воспользовались данными, полученными астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Также они провели поиск слабых компаньонов родительских звезд этих планет с помощью инструмента SPHERE. В итоге объект HD 211847 b, который выглядел как легкий коричневый карлик с минимальной массой 20.3 ± 4 масс Юпитера, оказался маломассивной звездой! У остальных шести родительских звезд светящихся компаньонов обнаружено не было.

Собрав все доступные измерения лучевых скоростей родительских звезд, промоделировав движение планет и сравнив результаты моделирования с наблюдениями, авторы определили истинные массы всех шести планет и существенно уточнили их орбитальные параметры.

Таблица. Параметры планет

Планета	Минимальная масса m sin i, масс Юпитера	Орбитальный период, сут.	Большая полуось, а.е.	Наклонение орбиты i, °	Истинная масса, масс Юпитера	Эксцентриситет орбиты
Eps Indi A b (HD 209100 b)	3.25 +0.39/-0.65	10932 ± 266	8.8 ± 0.2	91 ± 5	3.0 ± 0.1	0.48 ± 0.01
HD 13931 b	1.91 ± 0.08	4442 ± 49	5.33 ± 0.09	39 +13/-8 или 141 +9/-18	3.1 ± 0.8	0.02 ± 0.02
HD 115954 b	8.29 +0.75/-0.58	3258 ± 190	4.5 ± 0.2	59 ± 4 или 127 ± 4	8.5 +0.6/-0.4	0.46 ± 0.03
HD 219077 b	10.39 ± 0.09	5514 ± 44	6.4 ± 0.1	83 ± 3 или 97 ± 3	11.3 ± 0.4	0.59 ± 0.02
HD 222155 b	1.90 +0.67/-0.53	3470 ± 106	4.7 ± 0.1	66 +14/-11 или 115 +13/-16	2.1 ± 0.3	0.34 ±0.09
HIP 70849 b	3-15	3649 ± 18	3.99 ±0.07	96 ± 16	4.5 ± 0.4	0.65 ± 0.02

Как отмечают авторы статьи, пока астрометрические наблюдения позволяют определить параметры орбит только достаточно массивных планет с массами больше 2 масс Юпитера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2301.01263.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 2021_2 2022_1 2022_2