9 апреля 2016
WASP-157 b: транзитный горячий юпитер на 6-й наблюдательной площадке миссии K2

В рамках расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера наблюдает участки небесной сферы вблизи эклиптики, и на этих площадках попадаются планеты и транзитные кандидаты, обнаруженные наземным транзитным обзором SuperWASP и WASP-South. Исключительная точность фотометрии 'Кеплера' помогает определять параметры транзитных планет с малой погрешностью, а иногда и обнаруживать у наблюдаемых звезд дополнительные транзитные планеты. Так, наблюдения 'Кеплером' горячего юпитера WASP-47 b привели к обнаружению в этой системе еще двух небольших транзитных планет.

18 марта 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего гиганта WASP-157 b. Транзитный кандидат был обнаружен при обработке наблюдений, проведенных в 2008-2010 годах наземным обзором SuperWASP и его аналогом в южном полушарии WASP-South. Проверка планетной природы транзитного кандидата и измерение массы планеты было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов CORALIE и HARPS. Наконец, в период с 13 июля по 30 сентября 2015 года звезда WASP-157 наблюдалась космическим телескопом им. Кеплера в рамках 6-й наблюдательной кампании.

Наглядная иллюстрация пользы внеатмосферных наблюдений. Представлены фотометрические замеры звезды WASP-157, сделанные 20-сантиметровым телескопом WASP, 60-сантиметровым телескопом TRAPPIST и 'Кеплером'. Вертикальный отрезок рядом с названием телескопа показывает типичную погрешность единичного измерения. Красной линией показана модельная транзитная кривая блеска, лучше всего описывающая наблюдательные данные.

Итак, WASP-157 (EPIC 212697709, TYC 5544-596-1) - солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса оценивается в 1.26 + 0.12 солнечных масс, радиус - в 1.11 + 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно на 28% превышает солнечную. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов - их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст WASP-157 достаточно неуверенно оценивается в 1.0 ^+2.8/_-0.3 млрд. лет.

Интересно, что для своего возраста и массы звезда вращается очень медленно. Возможно, мы видим ее со стороны полюса, и это косвенно говорит о том, что орбита горячего гиганта может быть сильно наклонена к экватору звезды.

Масса планеты WASP-157 b составляет 0.574 + 0.093 масс Юпитера, что при радиусе планеты в 1.045 + 0.044 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.67 + 0.21 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.053 + 0.002 а.е. и делает один оборот за 3.95162 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1339 + 93К (в предположении нулевого альбедо и эффективного переноса тепла на ночную сторону).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1603.05638.pdf

 

 

7 апреля 2016
Об измерение масс трех транзитных нептунов от миссии K2

Продленная миссия 'Кеплера' K2 привела к открытию множества транзитных кандидатов. Так, за первый год работы космического телескопа в новом режиме (т.е. за 0, 1, 2, 3 и 4 наблюдательные кампании) было открыто 234 транзитных кандидата у 208 звезд. Для проверки планетной природы этих кандидатов и измерения массы планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд был организован проект ESPRINT (Equipo de Seguimiento de Planetas Rocosos INterpretando sus Tránsitos), в рамках которого лучевые скорости звезд с транзитными кандидатами измеряются с помощью высокоточных спектрографов FIES, HARPS-N и HARPS.

4 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс планет у звезд K2-27, K2-10 и EPIC 201295312. Масса одной из планет - горячего нептуна K2-27 b - была определена с приемлемой точностью, масса другой - K2-10 b - оценена со значительными погрешностями, на массу третьей - EPIC 201295312 b - был получен лишь верхний предел.

K2-27 (EPIC 201546283) - солнцеподобная звезда позднего G-класса с массой 0.89 + 0.05 солнечных масс, радиусом 0.85 + 0.06 солнечных радиусов и светимостью около 52% светимости Солнца. Звезда демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 6.77145 + 0.00013 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 4.45 + 0.33 радиусов Земли. Лучевая скорость звезды колеблется с тем же периодом и амплитудой 10.8 + 2.7 м/сек, соответствующей планете с массой 29.1 + 7.5 масс Земли. Таким образом, планета K2-27 b оказывается массивным нептуном со средней плотностью 1.80 ^+0.70/_-0.55 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Планета удалена от своей звезды на ~16.5 звездных радиусов.

K2-10 (EPIC 201577035) - еще одна солнцеподобная звезда спектрального класса G. Ее масса составляет 0.92 + 0.05 солнечных масс, радиус - 0.98 + 0.08 солнечных радиусов, светимость близка к 86% солнечной светимости. Кривая блеска этой звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 19.3044 + 0.0012 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 3.84 + 0.35 радиусов Земли, т.е. перед нами снова нептун. Измерение лучевых скоростей K2-10 выявило слабые колебания с тем же периодом, однако погрешности здесь оказались весьма велики (амплитуда колебаний составила 7.3 ^+4.6/_-4.2 м/сек). Формально масса планеты оказалась равной 27 ⁺¹⁷/_-16 масс Земли, но исследователи осторожно пишут, что она, по крайней мере, меньше 57 масс Земли (с достоверностью 95%). Уточнить массу этой планеты помогут дальнейшие наблюдения.

Интересно, что орбита этого теплого нептуна оказалась довольно эксцентричной - ее эксцентриситет достигает 0.31 ^+0.16/_-0.18. Уточнить значение эксцентриситета также поможет дальнейший мониторинг лучевой скорости K2-10.

Наконец, EPIC 201295312 уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.13 + 0.07 солнечных масс, радиус достигает 1.52 + 0.1 солнечных радиусов, светимость в ~2.4 раза превышает солнечную. Кривая блеска EPIC 201295312 демонстрирует слабый транзитный сигнал с периодом 5.6564 + 0.0008 земных суток и глубиной, соответствующей мини-нептуну с радиусом 2.75 + 0.24 радиусов Земли. Измерения лучевой скорости родительской звезды не позволили определить массу транзитной планеты, был получен только верхний предел в 12 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на ее среднюю плотность в 3.3 г/куб.см. Однако этот мониторинг обнаружил параболический дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе еще одного небесного тела на широкой орбите. Его масса - не менее 5.9 масс Юпитера, орбитальный период - не менее одного года. Для уточнения параметров внешней планеты необходимо продолжить мониторинг лучевой скорости EPIC 201295312.

Новые планеты на плоскости 'масса-радиус' среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Зеленым цветом показана K2-27 b, синим - K2-10 b, красным - EPIC 201295312.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.01851.pdf

 

 

2 апреля 2016
С помощью спектрографа SOPHIE обнаружено восемь планет-гигантов

Высокоточный спектрограф SOPHIE был установлен на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Haute-Provence Observatory) в 2006 году. С тех пор он регулярно измеряет лучевые скорости сравнительно ярких звезд северного полушария с целью поиска планет-гигантов. В качестве целей выбрано 2300 звезд главной последовательности, расположенных ближе 60 пк. До июня 2011 года минимальная погрешность единичного измерения составляла ~7 м/с, после обновления оборудования она уменьшилась до 3.5 м/с.

16 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планет-гигантов у восьми звезд. Шесть звезд (HD 143105, HIP 109600, HD 35759, HIP 109384, HD 220842, HD 12484) дали приют одной планете-гиганту, одна (HIP 65407) - двум, также авторы статьи независимо открыли и описали уже представленную ранее четырехпланетную систему HD 141399.

Родительские звезды новых планет являются примерно солнцеподобными звездами спектральных классов от F7 V до K0 V, их массы лежат в пределах от 0.78 до 1.51 солнечных.

Таблица 1. Параметры родительских звезд

Звезда	Расстояние до звезды, пк	Видимая звездная величина	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Металличность [Fe/H]
HD 143105	48.7 ± 0.8	6.75	F7 V	1.51 ± 0.11	0.15 ± 0.04
HIP 109600	58.6 ± 3.2	9.16	G5 V	0.87 ± 0.06	-0.12 ± 0.02
HD 35759	72.5 ± 4.0	7.74	G0	1.15 ± 0.08	0.04 ± 0.02
HIP 109384	56.2 ± 2.7	9.63	G5 V	0.78 ± 0.06	-0.26 ± 0.03
HD 220842	62.5 + 2.8	7.99	F8 V	1.13 ± 0.06	-0.17 ± 0.02
HD 12484	51.1 + 2.5	8.17	F8 V	1.01 ± 0.03	0.05 ± 0.02
HIP 65407	55.5 ± 4.6	9.42	K0 V	0.93 ± 0.07	0.25 ± 0.04

Таблица 2. Параметры планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет орбиты	Период, сут.	m sin i, масс Юпитера
HD 143105 b	0.0379 + 0.0009	0.02 + 0.02	2.1794 + 0.0003	1.21 + 0.06
HIP 109600 b	0.706 + 0.016	0.163 + 0.006	232.08 ± 0.15	2.68 + 0.12
HD 35759 b	0.389 + 0.009	0.389 + 0.006	82.467 + 0.019	3.76 + 0.17
HIP 109384 b	1.134 + 0.03	0.549 + 0.003	499.48 ± 0.32	1.56 + 0.08
HD 220842 b	0.740 + 0.018	0.404 + 0.009	218.47 ± 0.19	3.18 ± 0.15
HD 12484 b	0.297 + 0.005	0.07 + 0.03	58.83 ± 0.08	2.98 ± 0.14
HIP 65407 b	0.177 + 0.005	0.14 + 0.07	28.125 ± 0.019	0.428 ± 0.032
HIP 65407 c	0.316 + 0.008	0.12 + 0.04	67.30 ± 0.08	0.784 + 0.054

Коротко о новых планетах.

HD 143105 b - типичный горячий юпитер с минимальной массой (параметром m sin i) ~1.2 масс Юпитера и орбитальным периодом ~2.2 земных суток. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации авторы открытия оценили в 14%, однако никаких следов транзита во время нижнего соединения обнаружено не было.

HIP 109600 b вращается вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G5 V. Минимальная масса планеты оценивается в 2.68 + 0.12 масс Юпитера, гигант движется вокруг своей звезды по орбите с умеренным эксцентриситетом (~0.163) на среднем расстоянии 0.706 + 0.016 а.е., его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

HD 35759 b - массивный (минимальная масса ~3.8 масс Юпитера) гигант на достаточно тесной эксцентричной (e ~ 0.39) орбите. Даже в апоцентре планета горячее Меркурия.

HIP 109384 b - еще один гигант на эксцентричной орбите, на этот раз достаточно широкой. Орбитальный период - 500 земных суток, эксцентриситет достигает 0.55. Освещенность между перицентром и апоцентром меняется почти в 12 раз, температурный режим меняется от промежуточного между температурными режимами Земли и Венеры до температурного режима главного пояса астероидов.

HD 220842 b - еще одна массивная (минимальная масса ~3.2 масс Юпитера) планета на эксцентричной орбите. В апоцентре ее температурный режим близок к температурному режиму Венеры, в перицентре она горячее Меркурия, орбитальный период - 218 земных суток.

HD 12484 b также массивна (~3 массы Юпитера) и горяча, но ее орбита близка к круговой, а орбитальный период составляет 59 земных суток.

Наконец, у звезды HIP 65407 обнаружено сразу две планеты с массами 0.43 и 0.78 масс Юпитера, вращающиеся вокруг своей звезды с орбитальными периодами 28 и 67 земных суток по орбитам с умеренным эксцентриситетом (~0.13).

Новые планеты (показаны красными квадратами) на плоскости 'орбитальный период - минимальная масса' на фоне других известных планет-гигантов. Линиями соединены планеты двухпланетной системы HIP 65407 и четырехпланетной системы HD 141399. Для сравнения синими треугольниками показаны Юпитер и Сатурн.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.04622.pdf

 

 

23 марта 2016
Вторая планета в системе Pr 0211

Для глубокого понимания процессов планетообразования необходимы наблюдения планетных систем разного возраста. Возраст звезд галактического диска, пока они находятся на главной последовательности, определяется с большими погрешностями. Только для самых ярких звезд возможно более-менее точное определение их параметров (в том числе и возраста) методами астросейсмологии.

Однако для звезд, входящих в состав рассеянных звездных скоплений, картина совсем иная. Считается, что звезды рассеянного скопления родились в едином акте звездообразования из одного ядра гигантского молекулярного облака, они имеют одинаковый возраст, металличность, и отличаются только массой. Возраст рассеянного скопления определяется гораздо точнее, чем возраст звезд поля. Все это делает поиск планет у звезд рассеянных скоплений интересным и очень важным для понимания эволюции планетных систем.

Поиску планет у звезд рассеянных скоплений посвящена программа GAPS (Global Architecture of Planetary Systems = Глобальное строение планетных систем). В рамках GAPS ведутся наблюдения 60 звезд из рассеянных скоплений M 44 ('Ясли'), Гиады и NGC 752. Для замеров лучевых скоростей выбранных звезд используется высокоточный спектрометр HARPS-N.

В 2012 году у двух звезд из скопления Ясли уже были обнаружены планеты - горячие юпитеры, причем одна из этих планет - как раз у звезды Pr 0211. В дальнейшем наблюдения за этой звездой продолжились. С марта 2013 по май 2015 года было получено 70 замеров лучевой скорости Pr 0211. Для анализа были использованы также данные, полученные на спектрографе TRES в январе-апреле 2012 года.

Pr 0211 - солнцеподобная звезда спектрального класса G9 V. С момента открытия планеты Pr 0211 b в 2012 году ее параметры удалось существенно уточнить. Так, масса звезды составляет 0.935 + 0.013 солнечных масс, радиус - 0.827 + 0.012 солнечных радиусов, возраст совпадает с возрастом скопления Ясли и оценивается в 578 + 12 млн. лет (по оценкам других авторов - в 790 + 30 млн. лет).

В 2012 году у Pr 0211 был обнаружен горячий юпитер с минимальной массой ~1.84 масс Юпитера и орбитальным периодом 2.1451 земных суток. Новые наблюдения подтвердили наличие этой планеты, помогли уточнить ее характеристики, а также позволили обнаружить вторую планету на широкой высокоэллиптической орбите.

Теперь строение системы Pr 0211 выглядит так.

Рядом со звездой вращается горячий юпитер Pr 0211 b. Его минимальная масса оценивается в 1.88 + 0.02 масс Юпитера, большая полуось орбиты - в 0.03176 + 0.00015 а.е., орбита практически круговая. Наклонение оси вращения звезды составляет 76 + 11њ, если Pr 0211 b вращается в плоскости экватора звезды, то его истинная масса составит 1.90-2.05 масс Юпитера.

Минимальная масса (параметр m sin i) внешней планеты достигает 7.95 + 0.25 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по вытянутой орбите с эксцентриситетом 0.7 + 0.1! Большая полуось орбиты и орбитальный период определены плохо, поскольку Pr 0211 c еще не завершила полный оборот вокруг своей звезды. Большая полуось оценивается в 5.8 ^+2.9/_-1.4 а.е., орбитальный период 5300 ⁺⁴⁴⁵⁰/_-1800 земных суток. Признаков наличия других планет в полученных данных нет, но оно и не удивительно - внешняя планета, словно пылесос, или аккумулировала в себе, или своим тяготением выбросила из системы остальные тела.

Высокий эксцентриситет внешней планеты говорит о том, что система является возмущенной, претерпевшей или акт планет-планетного рассеяния, и/или взаимодействие с другой звездой или звездами скопления. Возможно, ту или иную степень возмущения демонстрируют все планетные системы рассеянных скоплений, тогда как звезды поля, покидающие скопления в возрасте менее 10 млн. лет, в большинстве своем остаются невозмущенными.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.00009.pdf

 

 

18 марта 2016
EPIC 212110888 b: транзитный горячий гигант от миссии K2

Вопреки распространенному представлению горячие юпитеры - довольно редкий класс планет, они встречаются примерно у 1% солнцеподобных звезд. Обилие горячих гигантов, открытых за последнее десятилетие, объясняется легкостью их обнаружения. Транзитные горячие юпитеры можно искать с Земли самыми скромными инструментами, для их подтверждения не требуются совсем уж высокоточные спектрографы. Но иногда планеты этого типа попадают в поле зрения мощных космических инструментов, и тогда все их характеристики можно определить с высокой точностью.

1 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию EPIC 212110888 b - транзитному горячему юпитеру у звезды на пятой наблюдательной площадке 'Кеплера'. Пятая наблюдательная площадка мониторилась 'Кеплером' с 27 апреля по 10 июля 2015 года. Сравнительная яркость родительской звезды (+11.88 в зеленых лучах) позволила быстро подтвердить планетную природу транзитного кандидата и изучить его характеристики. Масса кандидата была измерена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и HDS.

Итак, EPIC 212110888 - звезда позднего спектрального класса F. Ее масса оценивается в 1.3 + 0.1 солнечных масс, радиус достигает 1.66 + 0.19 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.4 раза превосходит солнечную. Возраст звезды равен 2.88 + 0.26 млрд. лет - по-видимому, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Расстояние до системы оценивается в 590 пк.

Кривая блеска EPIC 212110888 демонстрирует четкий транзитный сигнал с глубиной 0.7% и периодом 2.99565 + 0.00002 земных суток, соответствующий планете-гиганту.

На расстоянии 0.36 угловых секунд от главной звезды находится тусклый звездный компаньон на 6.2 звездных величин слабее (в полосе H). Этот компаньон слишком тусклый, чтобы существенно загрязнить кривую блеска или чтобы объяснить с его помощью транзитный сигнал у звезды EPIC 212110888. Если звезды физически связаны, то их разделяет расстояние ~200 а.е. (в проекции на небесную сферу), причем компаньон является красным карликом с массой ~0.2 солнечных. Однако эта связь еще не доказана, для ее проверки следует убедиться, что обе звезды имеют одинаковое собственное движение.

Масса гиганта EPIC 212110888 b составляет 1.726 + 0.085 масс Юпитера, что при радиусе 1.44 + 0.16 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.77 ^+0.32/_-0.21 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0445 + 0.001 а.е. (~6.4 звездных радиуса) и эксцентриситетом 0.04 + 0.02.

Измерение эффекта Мак-Лафлина во время транзита позволило определить наклонение орбиты планеты к экватору звезды - оно оказалось равным 4 + 11њ. Это означает, что планета вращается вокруг звезды примерно в плоскости ее экватора и что ее движение является проградным (прямым).

Относительная яркость родительской звезды делает EPIC 212110888 b хорошей целью для исследования свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.00638.pdf

 

 

7 марта 2016
Пять новых горячих гигантов от обзора WASP-South

Открытием новых транзитных горячих гигантов уже никого не удивишь, их количество перевалило за две сотни. Наземные транзитные обзоры, такие, как SuperWASP, WASP-South, HATNet поставили поиск таких планет на поток. Однако при всей рутинности подобных открытий для планетологов они по-прежнему представляют интерес - трансмиссионная спектроскопия транзитных планет у ярких звезд позволяет определить физические свойства и химический состав их атмосфер, а анализ вариаций времени наступления транзитов помогает найти в этих системах дополнительные планеты.

4 февраля 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще пяти транзитных горячих гигантов на южном небе. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение масс планет было проведено методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE. Среди новых планет четыре горячих юпитера и один горячий сатурн. Орбитальные периоды планет лежат в интервале от 2.17 до 5.75 земных суток, массы - в интервале от 0.3 до 1.2 масс Юпитера, радиусы - от 1 до 1.5 радиусов Юпитера, эффективные температуры - от 1100 до 1800К.

Таблица 1. Параметры родительских звезд

Звезда	Расстояние до звезды, пк	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Радиус, солнечных радиусов	Возраст звезды, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
WASP-119	333 ± 29	G5	1.02 ± 0.06	1.2 ± 0.1	8.0 + 2.5	0.14 ± 0.1
WASP-124	433 ± 11	F9 V	1.07 ± 0.05	1.02 ± 0.02	2.1 + 1.4	-0.02 ± 0.11
WASP-126	234 ± 15	G2	1.12 ± 0.06	1.27 +0.10/-0.05	6.4 + 1.6	0.17 ± 0.08
WASP-129	246 ± 7	G1 V	1.00 ± 0.03	0.90 ± 0.02	1.0 + 0.9	0.15 ± 0.09
WASP-133	547 ± 21	G4	1.16 ± 0.08	1.44 ± 0.05	6.8 + 1.8	0.29 ± 0.12

Таблица 2. Параметры планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Период, сут.	Масса планеты, масс Юпитера	Радиус планеты, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
WASP-119 b	0.0363 + 0.0007	2.49979 + 0.00001	1.23 + 0.08	1.4 ± 0.2	0.67 + 0.27	1600 ± 80
WASP-124 b	0.0449 + 0.0007	3.37265	0.60 + 0.07	1.24 ± 0.03	0.43 + 0.05	1400 ± 30
WASP-126 b	0.0449 + 0.0008	3.28880 + 0.00001	0.28 + 0.04	0.96 +0.10/-0.05	0.41 + 0.11	1480 ± 60
WASP-129 b	0.0628 + 0.0007	5.74815	1.0 + 0.1	0.93 ± 0.03	1.60 + 0.27	1100 ± 25
WASP-133 b	0.0345 + 0.0007	2.17642	1.16 + 0.09	1.21 ± 0.05	0.88 + 0.09	1790 + 40

Горячий сатурн WASP-126 b представляет особый интерес. При массе 0.28 + 0.04 масс Юпитера его радиус достигает 0.96 ^+0.10/_-0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.41 + 0.11 г/куб.см. При малой массе и сравнительно высокой эффективной температуре шкала высот в атмосфере этой планеты должна быть весьма велика, что делает ее привлекательной целью изучения методами трансмиссионной спектроскопии.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1602.01740.pdf

 

 

1 марта 2016
Десять многопланетных систем от миссии K2

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера завершил основную миссию. С марта 2014 года он приступил к наблюдениям отдельных участков неба вдоль эклиптики в рамках расширенной миссии K2. Каждая наблюдательная площадка мониторится в течение 75-85 земных суток, после чего телескоп перенастраивается на другую площадку. Расположение площадок на небесной сфере и расписание наблюдательных компаний можно посмотреть здесь.

30 ноября 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована обширная статья, посвященная изучению десяти многопланетных систем (6 двухпланетных и 4 трехпланетных), открытых во время первых двух наблюдательных кампаний. 12 планет из 24 уже были представлены ранее, 11 анонсируются впервые, один кандидат, чей статус был не определен, получил статус планеты. В одной из систем, EPIC 204221263, массы обеих планет удалось измерить методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Все транзитные кандидаты прошли стандартную процедуру валидации (статистического подтверждения планетной природы путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Так, для исключения близких затменно-переменных двойных фона на обсерватории им. Кека и Паломарской обсерватории были получены снимки окрестностей каждой из родительских звезд с применением систем адаптивной оптики. Разрешение снимков составило 0.05 угловых секунд на пиксель на Кеке и 0.1 угловых секунд на пиксель на Паломаре. Для исключения скользящих транзитов двух звезд как источников транзитных сигналов были получены высококачественные спектры родительских звезд с помощью спектрографа HIRES.

24 планеты, представленные в статье, на плоскости 'орбитальный период - радиус планеты'. Цвет кружков отражает массу родительских звезд (цветовая шкала справа от графика). 19 планет из 24 имеют радиусы меньше 3.8 радиусов Земли (т.е. меньше Нептуна).

Таблица 1. Параметры родительских звезд (кроме звезд, анонсированных ранее).

Звезда	Видимая звездная величина "Кеплера", Kp	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Радиус, солнечных радиусов	Металличность [Fe/H]
K2-05	14.36	K7 V	0.61 ± 0.13	0.57 ± 0.12	-0.33 ± 0.19
K2-08	14.38	K3 V	0.78 ± 0.04	0.74 ± 0.04	-0.02 ± 0.04
K2-16	14.30	K3 V	0.68 ± 0.03	0.66± 0.03	-0.33 ± 0.04
EPIC 201713348	11.53	K2 V	0.80 ± 0.04	0.74 ± 0.04	-0.03 ± 0.04
EPIC 203826436	12.24	G3 V	0.90 ± 0.05	0.85 ± 0.04	-0.03 ± 0.04
EPIC 204221263	11.21	G2 V	1.07 ± 0.05	1.10 ± 0.09	+0.28 ± 0.04
EPIC 205071984	12.01	G9 V	0.87 ± 0.04	0.87 ± 0.05	0.00 ± 0.04

Таблица 2. Параметры планет (кроме планет, анонсированных ранее).

Планета	Период, сут.	Масса планеты, масс Земли	Радиус планеты, радиусов Земли	Эффективная температура, К
K2-05 b	5.7359 ± 0.0006	?	1.91 ± 0.44	565 ± 84
K2-05 c	10.932 + 0.001	?	2.26 ± 0.62	456 ± 68
K2-08 c	5.0642 + 0.0004	?	3.58 ± 0.71	801 ± 23
K2-08 b	10.3524 + 0.0009	?	2.41 ± 0.33	631 ± 18
K2-16 b	7.6188 + 0.0009	?	2.02 ± 0.24	658 ± 19
K2-16 c	19.079 + 0.003	?	2.54 +1.12/-0.47	485 ± 14
K2-19 d	2.5086 + 0.0004	?	1.14 ± 0.13	1252 ± 36
EPIC 201713348 b	1.42266 + 0.00005	?	1.32 ± 0.09	1232 ± 36
EPIC 201713348 c	5.3406 + 0.0001	?	2.80 +0.43/-0.31	793 ± 23
EPIC 203826436 b	4.4412 + 0.0008	?	1.61 ± 0.17	974 ± 32
EPIC 203826436 c	6.429 + 0.0004	?	2.75 ± 0.27	861 ± 28
EPIC 203826436 d	14.092 + 0.001	?	2.73 ± 0.36	663 ± 22
EPIC 204221263 b	4.0159 + 0.0005	12.0 ± 2.9	1.55 ± 0.16	1184 ± 51
EPIC 204221263 c	10.561 + 0.0009	9.9 ± 4.6	2.42 ± 0.29	858 ± 37
EPIC 205071984 b	8.9922 + 0.0002	?	5.38 ± 0.35	769 ± 25
EPIC 205071984 c	20.656 + 0.006	?	3.48 +0.97/-0.42	583 ± 19
EPIC 205071984 d	31.719 + 0.002	?	3.75 ± 0.40	505 ± 16

Строение всех 10 планетных систем, представленных в статье. Системы отсортированы по периоду самой внутренней планеты (он уменьшается сверху вниз). Размеры кружков пропорциональны размерам планет. Красным цветом показана самая большая планета системы, зеленым - вторая по величине, синим - третья.

О системе EPIC 204221263, где массы планет были измерены RV-методом, я расскажу подробнее.

EPIC 204221263 - солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V. Ее масса оценивается в 1.07 + 0.05 солнечных масс, радиус - в 1.10 + 0.09 солнечных радиусов, светимость примерно на 19% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 1.9 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.21), его можно оценить в ~209 пк.

Кривая блеска EPIC 204221263 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 4.016 и 10.561 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.55 + 0.16 и 2.42 + 0.29 радиусов Земли, соответственно. Эффективная температура внутренней суперземли достигает 1184 + 51К, внешнего мини-нептуна - 858 + 37К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Для измерения массы обеих планет в период с 24 июня по 3 октября 2015 года было получено 14 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES, точность единичного замера составила 1.4-1.8 м/сек. Масса внутренней планеты оказалась равной 12.0 + 2.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 17.5 ^+8.5/_-6.2 г/куб.см. Масса внешней планеты равна 9.9 + 4.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 ^+2.7/_-1.9 г/куб.см. Таким образом можно сделать вывод, что суперземля EPIC 204221263 b является железокаменной по своему составу, а мини-нептун EPIC 204221263 c включает в себя значительную долю летучих.

Обе планеты системы EPIC 204221263 на плоскости 'масса - радиус' среди других транзитных экзопланет. Черными квадратами для сравнения показаны планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун.

Расширенная миссия K2 в выгодную сторону отличается от основной миссии 'Кеплера' тем, что в ее рамках для наблюдений выбираются более яркие звезды. Из 10 звезд, указанных в статье, 7 оказываются ярче 13 звездной величины, что позволяет измерить или хотя бы надежно оценить массы планет методом измерения лучевых скоростей. Кроме того, близость многих пар планет к орбитальному резонансу низкого порядка (3:2, 2:1 и т.д.) дает надежду в дальнейшем измерить их массы методом тайминга транзитов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1511.09213.pdf

 

 

25 февраля 2016
Измерены массы и средние плотности десяти небольших планет 'Кеплера'

Космический телескоп им. Кеплера за время основной миссии обнаружил около 4.7 тысяч транзитных кандидатов в планеты, планетная природа 1039 из них уже подтверждена тем или иным способом. Большинство кандидатов имеют радиусы в интервале от 1 до 3 радиусов Земли. Изучение таких планет (мини-нептунов и суперземель) особенно интересно, поскольку они не имеют аналогов в Солнечной системе.

Массу некоторых небольших планет 'Кеплера' удалось определить методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, однако большинство из них подтверждено лишь статистически (т.е. они прошли процедуру валидации, но не достоверного подтверждения). Их масса, а значит - средняя плотность и химический состав - до сих пор остаются неизвестными. К сожалению, родительские звезды большинства планет 'Кеплера' слишком тусклы, чтобы их лучевые скорости могли быть измерены с достаточной точностью, а значит, для них RV-метод определения массы планет начинает буксовать.

К счастью, есть еще один способ, позволяющий оценивать массы планет даже у тусклых звезд. Если две планеты, вращающиеся вокруг одной звезды, близки к орбитальному резонансу низкого порядка (иначе говоря, если их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа, например, 1:2, 2:3, 1:3 и т.п.), они возмущают движение друг друга достаточно сильно, чтобы времена наступления транзитов заметно отклонялись от строгой периодичности. Анализируя вариации времени наступления транзитов, можно оценить (а иногда и довольно точно измерить) массы взаимодействующих планет. Этот метод (его называют методом тайминга транзитов) хорош тем, что он работает и для тусклых звезд, но плох тем, что он подходит лишь для планет с орбитальным резонансом низкого порядка (например, в Солнечной системе таких планет нет).

7 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс 18 планет в 8 многопланетных системах. Массы 10 планет были определены довольно точно, массы оставшихся 7 только оценены, один кандидат вообще не показал никакого TTV-сигнала. Интересно, что все планеты с измеренными массами оказались меньше Нептуна, но больше Земли - их радиусы лежат в интервале от 1.3 до 3.5 радиусов Земли. Массы этих планет также оказались промежуточными - от 3 до 8 масс Земли. Эта работа в очередной раз подтвердила широчайшее разнообразие свойств планет - планеты с массой в несколько масс Земли могут быть и очень плотными, и весьма рыхлыми.

Таблица. Свойства планет

Планета	Период, сут.	Масса планеты, масс Земли	Радиус планеты, радиусов Земли	Средняя плотность, г/куб.см	a/Rэф
Kepler-26 b	12.27964	5.1 + 0.6	2.78 + 0.11	1.26 +0.21/-0.19	0.36
Kepler-26 c	17.25594	6.2 + 0.65	2.72 + 0.12	1.61 +0.27/-0.22	0.46
Kepler-29 b	10.33925	4.5 + 1.4	3.35 + 0.22	0.65 +0.27/-0.23	0.102
Kepler-29 c	13.28687	4.0 + 1.3	3.14 + 0.20	0.70 +0.29/-0.25	0.12
Kepler-60 b	7.13335	4.2 + 0.6	1.71 + 0.13	4.6 +1.4/-1.1	0.056
Kepler-60 c	8.91866	3.85 + 0.8	1.90 + 0.15	3.1 +1.1/-0.9	0.065
Kepler-60 d	11.89806	4.2 + 0.8	1.99 + 0.16	2.9 +1.0/-0.8	0.079
Kepler-105 b	5.41187	3.7 + 2.0	2.22 + 0.11	1.9 + 1.0	0.066
Kepler-105 c	7.12618	4.6 + 0.9	1.31 + 0.07	11.2 +3.0/-2.6	0.079
Kepler-307 b	10.42080	7.4 + 0.9	2.43 + 0.09	2.6 +0.4/-0.3	0.13
Kepler-307 c	13.07285	3.65 + 0.6	2.20 + 0.07	1.7 + 0.3	0.15
Планеты с неточными TTV-решениями
Kepler-49 b	7.2040	5.1 +2.1/-1.9	2.35 + 0.09	2.0 +0.9/-0.8	0.156
Kepler-49 c	10.9123	3.3 +1.4/-1.3	2.06 + 0.09	1.9 +0.9/-0.8	0.205
Kepler-57 b	5.72947	23 +10/-8	1.88 + 0.14	16.7 +8.8/-7.0	0.085
Kepler-57 c	11.60653	5.7 +2.5/-2.0	1.39 + 0.10	9.7 +5.8/-4.3	0.137
Kepler-177 b	36.85904	7.2 +1.3/-1.1	4.04 + 0.29	0.51 + 0.11	0.146
Kepler-177 c	49.40962	18.4 +3.9/-3.5	9.77 + 0.68	0.09 + 0.02	0.177

Десять планет с хорошо определенными массами (показаны черными пустыми кружками с оранжевым диапазоном погрешностей) на плоскости 'масса - радиус' среди других транзитных экзопланет известной массы.

Как мы видим, радиусы и средние плотности планет с массой 3-5 земных могут отличаться в несколько раз, отражая различный состав таких планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.02003.pdf

 

 

20 февраля 2016
MOA-2013-BLG-605L b: первый холодный аналог Нептуна

В настоящее время есть только один метод, способный обнаруживать небольшие холодные планеты у других звезд - это метод гравитационного микролинзирования. Однако у него есть важный недостаток - он дает вырожденные решения. Одной и той же кривой блеска обычно соответствует несколько решений, и определять, какое из них истинное, приходится независимыми методами. Часто приходится ждать десяток лет и более, пока звезда-источник и звезда-линза разойдутся на небесной сфере достаточно, чтобы их можно было разрешить на крупнейших оптических телескопах и тем самым независимо определить параметры звезды-линзы.

1 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию небольшой планеты, находящейся далеко за снеговой линией и имеющей температурный режим Нептуна или даже пояса Койпера. Отношение масс планеты и родительской звезды составило (3.6 + 0.7)ћ10^-4. На данный момент полученной кривой блеска соответствуют три различных решения. Первое решение соответствует нептуну массой 21 + 7 масс Земли, удаленному на 4.6 ^+4.7/_-1.2 а.е. от красного карлика массой 0.19 + 0.06 солнечных масс. В этом случае температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Нептуна. Второе решение представляет собой мини-нептун массой 7.9 ^+1.8/_-1.2 масс Земли, удаленный на 2.1 ^+1.0/_-0.2 а.е. от тяжелого коричневого карлика массой 0.068 ^+0.019/_-0.011 солнечных масс. Третье решение еще легче - планета оказывается суперземлей массой 3.2 ^+0.5/_-0.3 масс Земли у легкого коричневого карлика массой 0.025 + 0.005 солнечных масс, их разделяет 0.94 ^+0.67/_-0.02 а.е. Эффективные температуры планет в момент их формирования оцениваются в ~26, ~13 и ~7К, соответственно, что делает MOA-2013-BLG-605L b самой холодной планетой, известной на данный момент.

Через несколько лет можно будет попробовать найти звезду-линзу на снимках космического телескопа им. Хаббла или наземных телескопов, оснащенных системой адаптивной оптики. Если линза окажется красным карликом, ее можно будет обнаружить. Необнаружение линзы будет означать, что перед нами очень тусклый коричневый карлик (а значит, верно либо второе, либо третье решение).

Эффективность обнаружения небольших холодных планет очень низка даже для метода гравитационного микролинзирования. Геометрическая вероятность того, что фоновая звезда пройдет через каустику планеты (только в этом случае гравитационное влияние планеты даст дополнительный пик на кривой блеска), обычно порядка 0.01, но для таких удаленных планет, как MOA-2013-BLG-605L b, она падает до 0.001. Поэтому открытие этой планеты говорит о широкой распространенности холодных нептунов. По-видимому, небольшие планеты, расположенные в 10 раз дальше снеговой линии, столь же распространены, как и планеты, в несколько раз более близкие к своей звезде.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00134.pdf

 

 

12 февраля 2016
Внешняя планета в системе HD 7449 оказалась маломассивной звездой

Метод поиска внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд имеет важный недостаток. Он не позволяет найти истинную массу планеты, а только произведение массы на синус угла наклона орбиты к лучу зрения (параметр m sin i). Если наклонение орбиты планеты неизвестно (а именно так и бывает в большинстве случаев), мы в состоянии определить только минимальную, или проективную, массу, которая может существенно отличаться от истинной. При малых углах наклона, когда орбита наблюдается практически плашмя, истинная масса планеты может оказаться во много раз больше минимальной, а сама планета может оказаться коричневым карликом или маломассивной звездой.

В июле 2011 года Женевская группа объявила об открытии двух эксцентричных планет у солнцеподобной звезды HD 7449. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 7449 b составила ~1.1 масс Юпитера, орбитальный период - ~1275 земных суток, большая полуось орбиты - 2.3 а.е., эксцентриситет орбиты достигал значения 0.82! Минимальную массу внешней планеты HD 7449 c довольно неуверенно оценили в ~2 масс Юпитера, орбитальный период - в 11 лет, эксцентриситет орбиты оказался близок к 0.5. Высокие эксцентриситеты орбит обеих планет говорили о бурной динамической истории этой системы.

5 и 22 ноября 2014 года звезду HD 7449 наблюдали на телескопе им. Магеллана в Чили с помощью системы адаптивной оптики. На расстоянии 0.54 угловых секунд от главной звезды был обнаружен тусклый источник на 8.8 звездных величин слабее (в красных лучах). В инфракрасном диапазоне разница в блеске оказалась меньше (6.5 звездных величин в лучах с длиной волны 0.91 мкм и 5.1 - в лучах с длиной волны 1.65 мкм). Как оказалось, обе звезды имеют близкое собственное движение и почти наверняка являются гравитационно связанными. Судя по показателям цвета, компаньон звезды HD 7449A является красным карликом спектрального класса M4-M5 с массой ~0.2 солнечных масс, он получил наименование HD 7449 B.

Лучевые скорости звезды HD 7449 измеряются уже более 15 лет на разных телескопах и с разной точностью. Заново проанализировав ряды наблюдений (в том числе учтя замеры, полученные после 2011 года), исследователи обнаружили, что они хорошо описываются сочетанием колебаний, наведенных внутренней планетой HD 7449A b, и дополнительным линейным дрейфом, вызванным звездой HD 7449B. Таким образом, внешней планеты HD 7449 c не существует.

Орбитальные параметры и масса звезды-компаньона пока определены плохо. Из величины дрейфа лучевой скорости HD 7449A можно вывести, что масса второй звезды составляет 0.23 ^+0.22/_-0.05 солнечных масс, орбитальный период достигает 65.7 ⁺²²⁷/_-56 земных лет, большая полуось орбиты - 17.9 ⁺³²/_-12.9 а.е., эксцентриситет орбиты не превышает 0.5. Будущие прецизионные измерения положения компаньона и замеры лучевой скорости главной звезды HD 7449A позволят существенно уточнить все параметры этой системы.

Открытие звезды HD 7449B непринужденно объясняет высокий эксцентриситет планеты HD 7449A b механизмом Козаи-Лидова. Моделирование динамической устойчивости этой системы показало, что взаимное наклонение орбит планеты и звезды может превышать 38њ.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.04540.pdf

 

 

11 февраля 2016
K2-25 b: очень теплый нептун у молодого красного карлика из скопления Гиады

Раз возникнув, планетные системы не остаются неизменными - они эволюционируют, планеты меняют свои орбиты в результате миграции или планет-планетного рассеяния, первичные атмосферы планет земного типа улетучиваются в космос, их место занимают вторичные атмосферы, и т.п. Особенно бурные изменения с планетами и планетными системами происходят в первые сотни миллионов лет после их образования. Чтобы понять закономерности эволюции, ученые стремятся изучать планетные системы разного возраста. Так, обнаружение планет-гигантов у новорожденных звезд показало, что газовые планеты образуются очень быстро - буквально за 1-2 млн. лет.

Особенно информативным оказывается изучение планетных систем у звезд, входящих в состав рассеянных звездных скоплений, поскольку возраст скоплений определяется довольно точно (много точнее, чем возраст звезд главной последовательности галактического диска). Космический телескоп им Кеплера в рамках расширенной миссии K 2 уже наблюдал рассеянные скопления разного возраста (совсем молодую ассоциацию Верхний Скорпион, Плеяды, Гиады и Ясли). В дальнейшем эти наблюдения продолжит космический телескоп TESS, чей запуск ожидается в 2017 году.

17 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного очень теплого нептуна K2-25 b. Планета вращается вокруг молодого красного карлика, входящего в рассеянное скопление Гиады. Мониторинг наблюдательной площадки, включающей в себя Гиады, проводился с 8 февраля по 20 апреля 2015 года, т.е. в течение 71 суток.

K2-25 (EPIC 210490365) - красный карлик спектрального класса M4.5 V. Его масса оценивается в 0.294 + 0.021 солнечных масс, радиус - в 0.295 + 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.84% светимости Солнца. Звезда расположена всего в 3.5 пк от центра рассеянного скопления Гиады и с вероятностью 99% является его членом. Возраст звезды (как и всего скопления) составляет 650-800 млн. лет. В полном согласии со своим молодым возрастом K2-25 быстро вращается - она делает один оборот вокруг своей оси всего за 1.88 земных суток.

Кривая блеска звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 3.48455 земных суток и глубиной около 1%. Чтобы убедиться в планетной природе сигнала, авторы открытия провели стандартную процедуру валидации - т.е. исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. В частности, наблюдения с помощью системы адаптивной оптики на 10-метровом телескопе Кек II показали, что на расстоянии менее 5 угловых секунд от K 2-25 нет звезд, способных загрязнить кривую блеска. Это исключает затменно-переменные двойные фона как причину транзитного сигнала.

Радиус планеты K2-25 b оценивается в 3.43 ^+0.95/_-0.31 радиусов Земли, т.е. перед нами нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.27 ^+0.16/_-0.21 (не исключена и круговая орбита). Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Низкий блеск звезды K2-25 (ее видимая звездная величина +15.88) не позволил измерить массу K2-25 b методом измерения лучевых скоростей, был получен только верхний предел - 3 массы Юпитера (с достоверностью 5 сигма).

Сравнительно большая глубина транзита делает эту планету привлекательной целью для исследования атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Планета K2-25 b (показана красным цветом) на плоскости 'масса родительской звезды - радиус планеты' и 'уровень освещенности - радиус планеты'. Черным цветом показаны транзитные планеты Кеплера, синим - планеты, обнаруженные наземными обзорами.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00483.pdf

 

 

3 февраля 2016
KOI-2939 b: самая долгопериодическая планета, вращающаяся вокруг пары звезд

Довольно долгое время господствовало мнение, что в системах двойных или кратных звезд нет планет. Однако многочисленные наблюдения, проведенные за последние полтора десятка лет, показали, что это не так. В широких звездных парах планеты могут вращаться вокруг одного из компонентов пары, такие системы получили название S-систем. Если звездная пара тесная, планеты могут вращаться вокруг нее как вокруг единого объекта, такие системы называются P-системами. Планеты в P-системах сначала были найдены у затменно-переменных двойных звезд по периодическим отклонениям времени наступления звездных затмений, а в 2011 году была обнаружена первая транзитная планета такого рода (Kepler-16 b). К настоящему моменту известно десять транзитных экзопланет в восьми P-системах.

Численное моделирование образования тесных двойных звезд показало, что такие системы должны быть широко распространены, причем чаще всего плоскости орбит звездной пары и планет оказываются примерно компланарны (взаимный наклон не превышает нескольких градусов).

1 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитной планеты-гиганта KOI-2939 b, вращающейся вокруг тесной затменно-переменной звезды KOI-2939 (KIC 5473556).

Двойная KOI-2939 включает в себя два компонента. Главный компонент - F-звезда массой 1.22 + 0.01 солнечных масс, радиусом 1.790 + 0.006 солнечных радиусов и температурой фотосферы 6210 + 100К. Второй компонент - G-звезда массой 0.968 + 0.004 солнечных масс, радиусом 0.966 + 0.006 солнечных радиусов и температурой фотосферы 5770 + 125К. Светимость второго компонента составляет 21 + 2% от светимости первого. Звезды вращаются вокруг общего центра масс по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.1276 + 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.1602 + 0.0004, и делают один оборот за 11.2588 земных суток. Поскольку наклонение орбиты звездной пары составляет 87.93њ, на каждом обороте звезды частично затмевают друг друга, что приводит к появлению на кривой блеска глубоких V-образных провалов глубиной ~20% и ~17%.

Возраст системы оценивается в 4.4 + 0.25 млрд. лет.

На расстоянии 2.89 + 0.14 угловых секунд от двойной KOI-2939 расположена еще одна звезда на 2.2 звездных величин слабее (в спектральной полосе J). Пока не ясно, являются ли компоненты физически связанными или случайно проецируются рядом на небесную сферу, однако авторы открытия оценивают вероятность случайного наложения всего в 1.1%. Таким образом, KOI-2939, скорее всего, оказывается иерархической тройной звездой.

Более внимательное изучение кривой блеска показало небольшое (0.1-0.14 минут) регулярное отклонение наступления моментов звездных затмений от простого линейного закона, что говорило о наличии в этой системе планеты-гиганта, возмущающего движение звезд. Кроме того, в первом наблюдательном квартале было обнаружено единичное транзитное событие, наложившееся на звездный транзит и соответствующее планете-гиганту, а в конце 13-го наблюдательного квартала - еще два. В первом случае планета прошла по диску второго компонента пары, во втором случае - по дискам обеих звезд. Орбитальный период транзитной планеты составил 1107.6 земных суток, в течение основной миссии Кеплера она завершила только один оборот вокруг KOI-2939. Следующее транзитное событие ожидается 15 июля 2018 года, возможно, его сможет наблюдать космический телескоп TESS.

Взаимное расположение двух звезд и планеты во время первого транзитного события (в начале 1-го наблюдательного квартала 'Кеплера') и двух вторых (в конце 13-го квартала). Звезды показаны в одном масштабе, радиус планеты для наглядности увеличен вдвое.

Радиус гиганта KOI-2939 b составляет 1.06 + 0.01 радиусов Юпитера. Массу планеты оценили методом тайминга звездных затмений, она оказалась равной 1.52 + 0.65 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг звездной пары по близкой к круговой орбите с большой полуосью 2.721 + 0.007 а.е. и эксцентриситетом 0.06 + 0.07, и делает один оборот за 1107.59 + 0.02 земных суток.

Моделирование движения тел в этой системе показало, что орбита планеты совершает прецессию с периодом ~7040 лет, причем транзитной (с точки зрения земного наблюдателя) она является только около 5.8% этого срока.

В среднем планета получает от родительской пары звезд 71 + 6% той энергии, что получает Земля от Солнца. Иначе говоря, температурный режим KOI-2939 b является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса, планета попадает в обитаемую зону своей системы. Если у нее есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

Обитаемая зона в системе KOI-2939 (показана зеленым цветом). Орбита планеты отрисована белым цветом. Красный кружок - граница динамической устойчивости планетных орбит.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00189v1.pdf

 

 

28 января 2016
HD 33844: две планеты-гиганта в резонансе 3:5

Известно, что массы родительских звезд заметно влияют на свойства своих планетных систем. Планетные системы солнцеподобных звезд существенно отличаются от планетных систем как красных карликов, так и звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс). Поэтому так важен поиск планет у звезд самой разной массы - это помогает лучше понять процесс планетообразования во всех его деталях.

Находясь на главной последовательности, звезды промежуточной массы имеют спектральный класс A. Они быстро вращаются, а их спектры лишены четких узких линий. Все это сильно затрудняет точное измерение лучевой скорости таких звезд, а значит - и поиск рядом с ними планет. Однако после схода с главной последовательности внешние оболочки A-звезд расширяются, их температура падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому поиск планет у звезд с массой 1.5-3 солнечных ведется уже после их превращения в оранжевые и красные гиганты.

Тихоокеанский планетный обзор (Pan-Pacific Planet Search, PPPS) с 2009 года ведет поиск планет у 170 красных гигантов южного неба. Мониторинг лучевых скоростей проводится на 3.9-метровом Англо-Австралийском телескопе с помощью спектрографа UCLES. Средняя точность единичного замера составляет 2.1 м/с.

23 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию в рамках PPPS двух планет-гигантов у оранжевого гиганта HD 33844. Помимо данных, полученных спектрографом UCLES, авторы открытия использовали для анализа замеры лучевой скорости этой звезды, полученные спектрографом HIRES (точность единичного замера 1.3 м/с), и 11 замеров, сделанных спектрографом FEROS (точность единичного замера 3.9 м/с).

Итак, HD 33844 (HIP 24275) - оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 101 + 6.5 пк. Его масса оценивается в 1.78 + 0.18 солнечных масс, радиус - в 5.3 + 0.4 солнечных радиусов, светимость примерно в 14 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе солнечного вещества. Возраст HD 33844 составляет 1.88 ^+0.76/_-0.48 млрд. лет.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 33844 b составляет 1.96 + 0.12 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 1.60 + 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.15 + 0.07, и делает один оборот за 551.4 + 7.8 земных суток. Из-за высокой светимости звезды температурный режим внутренней планеты оказывается близким к температурному режиму Меркурия.

Минимальная масса внешней планеты HD 33844 c оценивается в 1.75 + 0.18 масс Юпитера. Ее орбитальный период - 916 + 30 земных суток, большая полуось орбиты - 2.24 + 0.05 а.е., эксцентриситет также невелик - 0.13 + 0.1. Температурный режим внешней планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы открытия промоделировали движение обеих планет на протяжении миллиона лет и нашли, что система является динамически устойчивой (ее стабилизирует орбитальный резонанс 5:3).

Планеты из многопланетных систем у звезд промежуточной массы на плоскости 'минимальная масса планеты - масса звезды'. Планеты системы HD 33844 показаны красными кружками.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.07316.pdf

 

 

26 января 2016
MOA 2011-BLG-028L b: тяжелый нептун в балдже Галактики

Теория формирования планет путем аккреции на ядро предсказывает, что планеты-гиганты и нептуны должны формироваться за снеговой линией, там, где плотность пыли в протопланетном диске скачком возрастает в несколько раз из-за конденсации водяного пара в ледяные пылинки. За прошедшие два десятилетия было открыто множество таких планет глубоко внутри снеговой линии, однако считается, что они оказались там в результате миграции в протопланетном диске или планет-планетного рассеяния. Как предсказывают теоретические модели, большая часть массивных планет не подверглась существенной миграции и по-прежнему вращается вокруг своих звезд по орбитам, лежащим за снеговой линией. Однако наиболее популярные методы поиска внесолнечных планет (транзитный метод и метод измерения лучевых скоростей родительских звезд) имеют крайне низкую эффективность в поиске планет на широких орбитах. Таким образом, внешние области планетных систем (лежащие далее 3-4 а.е. от родительских звезд) оказываются практически неисследованными.

На помощь приходит метод гравитационного микролинзирования. Чувствительность этого метода, напротив, наиболее велика для планет, находящихся на расстоянии порядка радиуса Эйнштейна для своих звезд (для типичных масс звезд и расстояний до балджа Галактики этот радиус оказывается равным ~2-4 а.е.). Тем самым метод гравитационного микролинзирования лучше всего подходит для поиска планет, расположенных за снеговой линией - там, где другие методы поиска начинают буксовать.

Анализ данных, полученных микролинзовыми обзорами, показал, что 38 ⁺³¹/_-22 % звезд Галактики имеют холодные суперземли или нептуны в диапазоне расстояний 1.6-4.3 а.е. (заметим, наше Солнце в их число не входит).

10 декабря 2015 года в архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой планеты, расположенной за снеговой линией - тяжелого нептуна MOA-2011-BLG-028L b.

Событие микролинзирования MOA-2011-BLG-028 было замечено обзором MOA в марте 2011 года. Увеличение яркости фоновой звезды также наблюдал обзор OGLE. Максимум блеска был достигнут 22 апреля 2011 года. Данное событие оказалось не слишком эффектным - яркость звезды-источника выросла только на 0.4 звездные величины. Малая величина усиления не позволила определить многие тонкие эффекты, например, микролинзовый параллакс, это, в свою очередь, привело к большим погрешностям в определении параметров системы.

Масса звезды-линзы оценивается в 0.75 ^+0.35/_-30 солнечных масс, т.е. скорее всего это звезда главной последовательности спектрального класса K. Расстояние до системы-линзы составляет 7.4 ^+0.5/_-0.6 кпк, система расположена в балдже Галактики. На расстоянии 4.14 + 0.64 а.е. от звезды (в проекции на небесную сферу) находится планета массой 30 ⁺¹⁶/_-12 масс Земли, т.е. нептун или легкий субсатурн. Температурный режим новой планеты грубо соответствует температурным режимам Юпитера и Сатурна. Отношение масс планеты и звезды измерено более точно и составляет (1.2 + 0.2)ћ10^-4.

Ожидаемая видимая звездная величина звезды-линзы в полосе K_s - +19.0 + 1.4, она на 6 звездных величин слабее звезды-источника - красного гиганта с видимой звездной величиной +13 (в той же спектральной полосе). В настоящее время угловое расстояние между звездами еще слишком мало, чтобы их можно было разрешить, однако лет через 10 они удалятся друг от друга достаточно, чтобы наблюдаться по отдельности. Таким образом будущие наблюдения позволят существенно уточнить параметры как звезды-линзы, так и ее планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.03422.pdf

 

 

19 января 2016
HD 32963 b: аналог Юпитера у солнцеподобной звезды

Исследования внесолнечных планетных систем, проведенные в последние два десятилетия, показали их широчайшую распространенность и удивительное разнообразие. Как оказалось, Солнечная система отнюдь не является типичной. Были обнаружены не только планеты, не имеющие аналога в Солнечной системе (например, горячие юпитеры или суперземли), но и планетные системы самой необычной архитектуры.

В связи с этим возникает вопрос - насколько уникальным является строение нашей планетной системы? Есть ли в Галактике другие системы, похожие на Солнечную, и если есть, то насколько они распространены?

Если бы мы изучали Солнечную систему издалека современными средствами, например, методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, мы могли бы обнаружить в ней Юпитер, и на пределе возможного - Сатурн. Небольшие планеты земной группы слишком слабо влияют на Солнце, чтобы быть замеченными при той точности замеров лучевой скорости, что дают даже лучшие современные спектрографы. Поэтому принято считать похожими на Солнечную те планетные системы, что включают в себя планеты-гиганты на широких (большая полуось больше 3 а.е.) орбитах с малым эксцентриситетом, но при этом лишены массивных планет на более тесных орбитах. Об открытии одной из таких систем объявил недавно Ликский обзор.

HD 32963 (HIP 23884) удалена от нас на 36.4 + 1 пк. Это сравнительно близкая и яркая (+7.6) солнцеподобная звезда, чья масса, радиус и возраст близки к солнечным. Звезда наблюдалась на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES в течение почти 16 лет (5838 суток). Всего было получено 109 замеров ее лучевой скорости, точность единичного замера составила 1-2 м/сек для разных ночей. Анализ полученных данных позволил уверенно обнаружить планету-гигант на широкой орбите.

Минимальная масса (параметр m sin i ) планеты HD 32963 b оценивается в 0.70 + 0.03 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 3.41 + 0.02 а.е. и эксцентриситетом 0.07 + 0.04, и делает один оборот за 2372 + 26 земных суток. Кроме того, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф 0.22 + 0.07 м/сек в год, говорящий о наличии в этой системе еще одной планеты на еще более широкой орбите.

Авторы открытия попробовали оценить распространенность таких систем, основываясь на мониторинге лучевых скоростей нескольких сотен звезд, уже более десяти лет наблюдаемых на Кеке. Считая аналогами Юпитера планеты с орбитальными периодами от 5 до 15 лет, величиной большой полуоси орбит от 3 до 6 а.е., эксцентриситетом орбиты менее 0.3 и массой от 0.3 до 3 масс Юпитера, они нашли, что их распространенность у солнцеподобных звезд близка к 3%. Иначе говоря, строение нашей Солнечной системы является сравнительно редким, хотя и не уникальным.

Экзопланеты, открытые к августу 2015 года, на плоскости 'орбитальный период - масса'. Красным цветом показаны планеты, обнаруженные методом лучевых скоростей, синим цветом - транзитные планеты, зеленым - планеты, найденные на ИК-снимках, оранжевым - планеты, найденные методом гравитационного микролинзирования. Для сравнения черным цветом показаны Юпитер и Сатурн, а также новая планета HD 32963 b . Черная рамка очерчивает область планет - аналогов Юпитера.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.00417.pdf

 

 

14 января 2016
Три планеты у близкого красного карлика GJ 628

Данные, полученные космическим телескопом им Кеплера, показали широчайшую распространенность небольших планет у маломассивных звезд, причем многие из них входят в состав многопланетных систем. Близкие (и оттого сравнительно яркие) спокойные красные карлики являются идеальной целью для поиска таких планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. С одной стороны, в спектрах красных карликов многочисленны четкие узкие линии, что позволяет измерять их лучевые скорости с высокой точностью. С другой стороны, небольшая масса этих звезд делает гравитационное влияние их планет более заметным. Наконец, из-за низкой светимости обитаемые зоны вокруг красных карликов расположены близко к звездам, так что планеты, находящиеся в обитаемых зонах, имеют орбитальные периоды короче ста земных суток.

Одна из программ поиска маломассивных планет у сравнительно близких красных карликов реализуется на Южно-Европейской обсерватории с помощью спектрографа HARPS. Точность измерения лучевых скоростей сравнительно ярких звезд на HARPS превышает 1 м/сек. Мониторингом охвачено более ста близких красных карликов, причем наблюдения ведутся уже более десятилетия. В рамках этой программы уже открыто несколько многопланетных систем.

16 декабря 2015 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы австралийских астрономов, посвященная открытию трех планет у близкого красного карлика GJ 628. Наблюдения этой звезды ведутся 10.3 лет, всего было получено 148 замеров лучевой скорости.

Итак, GJ 628 (Wolf 1061, HIP 80824) - красный карлик спектрального класса M3 V, расположенный от нас на расстоянии 4.29 + 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.25 солнечных масс, радиус - в 0.26 солнечных радиусов, светимость составляет всего 0.787% от светимости Солнца. Это очень спокойная звезда с низким уровнем хромосферной активности.

Минимальная масса (параметр m sin i) самой внутренней планеты Wolf 1061 b составляет всего 1.36 + 0.23 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.03551 + 0.00001 а.е. и делает один оборот за 4.887 + 0.001 земных суток, ее температурный режим соответствует температурному режиму Меркурия.

Средняя планета системы Wolf 1061 c существенно массивнее - ее минимальная масса составляет 4.25 + 0.37 масс Земли. Планета находится на слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.08427 + 0.00004 а.е. и эксцентриситетом 0.19 + 0.13, ее орбитальный период 17.867 + 0.011 земных суток. Температурный режим средней планеты близок к температурному режиму Земли! Впрочем, на ее потенциальную обитаемость надежд немного - из-за большей массы и более протяженной и плотной атмосферы, создающей сильный парниковый эффект, эта планета должна быть скорее влажным аналогом Венеры.

Наконец, внешняя планета Wolf 1061 d обладает еще большей минимальной массой (5.21 + 0.68 масс Земли) и, скорее всего, является океанидой или мини-нептуном. Эксцентриситет ее орбиты достаточно велик - 0.32 + 0.16. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.2039 + 0.0002 а.е. и делает один оборот за 67.27 + 0.12 земных суток, ее температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима внешней части пояса астероидов.

Авторы открытия оценили геометрическую вероятность транзитов всех трех планет - она составляет (от внутренней планеты к внешней) 14%, 5.9%, 2.6%. Глубина транзитов внешних планет может быть достаточно велика для того, чтобы их можно было наблюдать с Земли. В начале 2016 года авторы планируют провести наблюдения возможных транзитов совместно с наземными транзитными обзорами MEarth и MINERVA.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1512.05154.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