23 декабря 2013
Отношение масса-радиус для 63 планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли

Хотя в Солнечной системе нет планет с радиусами между 1 и 3.8 радиусов Земли, в Галактике планеты таких размеров широко распространены. По данным, полученным космическим телескопом им. Кеплера, примерно 24% звезд имеют планеты с радиусами от 1 до 4 земных и с периодами от 5 до 50 земных суток. Естественно возникает вопрос: каковы свойства этих планет? Где проходит граница между малыми гигантами вроде Урана и Нептуна и планетами земного типа?

Чтобы ответить на эти вопросы, Джеффри Марси (Geoffrey W. Marcy) и Лоурен Вайс (Lauren M. Weiss) проанализировали отношение масса/радиус для 63 планет, чьи радиусы оказались меньше 4 радиусов Земли, периоды - короче 100 земных суток, а массы измерены методом лучевых скоростей или методом тайминга транзитов. Также в данном анализе использовались параметры планет Солнечной системы.

Зависимость массы и средней плотности от радиуса для 63 планет, рассмотренных в работе. Серым цветом показаны планеты, чья масса была определена методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Бежевым цветом показаны планеты, чья масса была определена методом тайминга транзитов. Малиновыми буквами показаны планеты Солнечной системы. Синие квадраты (с указанием величины погрешностей) - средняя масса (слева) или плотность (справа) планет в диапазоне шириной 0.5 радиусов Земли. Голубой пунктирной линией показана аналитическая зависимость M ~ R^3.45 , справедливая для планет земного типа. Черной пунктирной линией показана зависимость M ~ R^0.8, справедливая для планет с большим содержанием летучих элементов. На правом грифике бледно-зеленой линией показана зависимость массы от радиуса для планеты земного состава.

Первое, что бросается в глаза при взгляде на графики - огромный разброс данных вокруг среднего тренда. Массы планет одного размера могут отличаться на порядок, что говорит как о значительных погрешностях измерений, так и о возможности принципиально разного состава, средней плотности и эволюции планет одинаковой массы. Однако, в общем и целом картина выглядит такой:

Для радиусов планет R > 1.5 радиусов Земли массу планеты можно оценить по формуле:

M/M_Земли = 3.24 (R/R _Земли)^0.8.

Для радиусов планет R < 1.5 радиусов Земли формула для массы меняется:

M/M_Земли = 1.08 (R/R _Земли)^3.45.

Граничное значение массы, разделяющее преимущественно планеты с земным (железокаменным) составом и планеты со значительной долей летучих (океаниды и мини-нептуны) оценивается в 2.7-3 масс Земли. При этом не стоит забывать, что данный вывод сделан для планет с периодами короче 100 земных суток, т.е. достаточно горячих - за снеговой линией граничное значение массы может быть гораздо меньше или вообще отсутствовать (т.е. содержать значительное количество летучих будут планеты любой массы).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.0936.pdf

 

19 декабря 2013
Kepler-410A b: транзитный горячий нептун у яркой F-звезды

Среди родительских звезд транзитных кандидатов Кеплера есть несколько достаточно ярких для того, чтобы можно было измерить частоты колебаний их фотосфер (этот метод изучения звезд называется астросейсмологией). Спектр колебаний звезды чувствителен к ее массе, радиусу, скорости вращения и даже возрасту, что позволяет достаточно точно определить ее свойства. Именно это было проделано со звездой KOI-42, демонстрирующей транзитный сигнал глубиной 331 ppm.

Дело осложнилось тем, что звезда KOI-42 (KIC 8866102, HD 175289) - двойная. Рядом с более ярким компонентом KOI-42A спектрального класса F и видимой звездной величиной +9.4 на расстоянии 1.6 угловых секунд находится более тусклый компонент KOI-42B спектрального класса К и видимой звездной величины +12.2. И заранее было не ясно, вокруг какого именно компонента вращается транзитный кандидат, и какова его природа. Разобраться во всем этом взялась группа европейских астрономов под руководством Винсента ван Эйлена (V. van Eylen).

Сначала ученые изучили фотометрию звезды, полученную в 'короткой' моде (т.е. снимавшуюся каждые 58.8 секунд). Это позволило им получить спектр колебаний фотосферы KOI-42A и довольно точно определить ее свойства. Масса звезды KOI-42A (получившей также имя Kepler-410A) оказалась равной 1.214 + 0.033 солнечных масс, радиус - 1.35 + 0.01 солнечных радиусов, светимость в 2.72 + 0.18 раза превысила солнечную. Возраст звезды оценили в 2.76 + 0.54 млрд. лет.

Потом ван Эйлен с коллегами получил кривые блеска KOI-42 с помощью космического телескопа им. Спитцера. Поскольку звезды KOI-42 имеют разную температуру (~6300 K у компонента A и ~4850 K у компонента B), отношение их светимости оказывается разным для разных длин волн. В оптическом диапазоне светимость компонента B составляет 8% от светимости компонента A, а в инфракрасной полосе Ks - уже 17%. Поэтому если бы планета вращалась вокруг компонента B, глубина транзита планеты увеличилась бы при переходе к инфракрасному диапазону, чего явно не наблюдается (глубина транзита, измеренного на Спитцере, составила 260 + 90 ppm). Таким образом, астрономы убедились, что планета вращается вокруг более яркой звезды.

Масса планеты Kepler-410A b пока не известна. Ее радиус - 2.84 + 0.054 радиусов Земли, т.е. планета попадает в размерный класс нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1226 + 0.0047 а.е. (19.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.17 + 0.07, и делает один оборот за 17.83365 + 0.00005 земных суток.

Помимо всего прочего, ван Эйлен с коллегами определили наклон оси вращения звезды (он оказался равным 82.5 ^+7.5/_-2.5њ), и сравнил его с наклонением орбиты планеты (87.72 + 0.15њ). Близость этих величин говорит о том, что орбита Kepler-410 A b мало наклонена к звездному экватору.

Интересно, что моменты наступления середины транзита планеты Kepler-410A b испытывают периодические колебания с амплитудой 33 минуты, что говорит о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел. Гравитационным влиянием других планет можно объяснить и заметный эксцентриситет орбиты данной планеты. Однако подробный TTV-анализ системы Kepler-410A - дело будущего.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.4938.pdf

 

 

18 декабря 2013
MOA-2011-BLG-262L b: спутник земной массы у свободно плавающей планеты-гиганта?

Среди всех методов поиска экзопланет метод гравитационного микролинзирования занимает особое место. В отличие от метода измерения лучевых скоростей родительских звезд и транзитного метода, наиболее чувствительных к планетам на тесных орбитах, он наиболее чувствителен к планетам, находящимся вблизи снеговой линии и за ее пределами. С другой стороны, в отличии от метода прямого обнаружения экзопланет на ИК-снимках, метод гравитационного микролинзирования способен обнаруживать и холодные несветящиеся небесные тела, например, старые планеты, не принадлежащие какой-либо одной звезде и свободно плавающие в диске Галактики.

По данным, полученным наземными микролинзовыми обзорами, 17 ⁺⁶/_-9% звезд галактического диска (среди которых большинство составляют M-карлики) имеют рядом с собой планеты-гиганты массой больше массы Сатурна (0.3 масс Юпитера). Эта доля значительно выше, чем та, что была получена методом измерения лучевых скоростей. По всей видимости, основная причина рассогласования заключается в том, что планеты с массой порядка массы Сатурна, находящиеся на сравнительно широких орбитах, оказываются недоступны для RV-метода, но обнаруживаются методом гравитационного микролинзирования. Это означает, что большая часть планет-гигантов не мигрирует внутрь системы и остается там, где эти планеты образовались - за снеговой линией.

Метод гравитационного микролинзирования полностью подтвердил вывод, полученный транзитным методом: небольшие планеты (нептуны и суперземли) гораздо более распространены, чем планеты-гиганты. Неожиданным результатом явилось обнаружение свободно плавающих планет-гигантов, число которых оказалось в 1.8 ^+1.7/_-0.8 раза больше числа звезд. Нет никаких сомнений, что будущие космические миссии, использующие метод гравитационного микролинзирования (например, ИК-телескоп WFIRST) принесут еще много неожиданных и волнующих открытий.

13 декабря 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная событию микролинзирования MOA-2011-BLG-262L. Оно было обнаружено обзором MOA 26 июня 2011 года на 1.8-метровом телескопе MOA-II в Новой Зеландии. К наблюдениям тут же подключились телескопы, входящие в сети PLANET и мюFUN. Время пересечения объектом-линзой радиуса Эйнштейна составило всего 3.8 суток, что говорит об очень малой массе и/или высокой угловой скорости линзы.

Кривая блеска события микролинзирования MOA-2011-BLG-262L. Нижний график показывает в увеличенном масштабе кусочек кривой блеска вблизи максимума (выделен красным прямоугольником).

Проанализировав кривую блеска фоновой звезды, усиленного гравитационным полем линзы (в максимуме ее блеск усилился почти в 80 раз!), ученые обнаружили, что событие MOA-2011-BLG-262L было вызвано двойным объектом с отношением масс, равным 4.7·10^-4. Полученную кривую блеска хорошо описывают два возможных решения: сравнительно близкая свободно плавающая планета-гигант со спутником, и далекая тусклая М-звезда с планетой, свойствами напоминающей Нептун.

•  'Близкое' решение. До объекта-линзы - 640 ⁺³²⁰/_-210 пк. Линза представляет собой планету-гигант массой 3.6 ^+2.0/_-1.7 масс Юпитера со спутником массой 0.54 ^+0.30/_-0.19 масс Земли, разделенных расстоянием 0.13 ^+0.06/_-0.04 а.е. (в проекции на небесную сферу).

•  'Далекое' решение. Линза представляет собой тусклый красный (или даже коричневый) карлик массой 0.12 ^+0.19/_-0.06 солнечных масс, на расстоянии 0.84 ^+0.25/_-0.14 а.е. от которого находится планета массой 18 ⁺²⁸/_-10 масс Земли. В этом случае система расположена в балдже Галактики на расстоянии 7 + 1 кпк.

Полученные наблюдательные данные не позволяют сделать надежный выбор между этими двумя вариантами.

Авторы открытия подчеркивают, что метод гравитационного микролинзирования доказал свою способность находить крупные спутники у внесолнечных планет, и надеются на будущие космические миссии WFIRST и Euclid.

Интересно пофантазировать на тему планеты MOA-2011-BLG-262L b, если окажется верным 'близкое' решение. Освещенная только далеким звездным светом, остывшая почти до температуры космической пыли (т.е. до 20-30К), эта заледеневшая 'земля' будет напоминать Тритон, спутник Нептуна. Геологическая и тектоническая активность, почти неизбежная на таком сравнительно крупном теле, приведет к развитому криовулканизму и, возможно, даже к наличию неплотной атмосферы из азота и угарного газа. Под толстой ледяной корой возможен глобальный океан, извержения воды (или водно-аммиачной смеси) из недр будет периодически 'обновлять' поверхность, создавая причудливые формы рельефа.
Будущие исследования покажут, насколько вероятен этот сценарий и как часто у свободно плавающих планет-гигантов встречаются крупные спутники.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.3951.pdf

 

16 декабря 2013
Солнце в полнеба: падающая планета Kepler-91 b

К настоящему моменту открыто несколько десятков планет, вращающихся вокруг звезд красных гигантов, и все они расположены на достаточно широких орбитах. Но нет правил без исключений. Планета Kepler-91 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего ~2.5 звездных радиусов! Как показывают расчеты, самое позднее через 55 млн. лет она упадет на свою звезду и перестанет существовать.

Kepler-91 (KOI-2133, KIC 8219268) - типичный красный гигант спектрального класса K3 III. Его масса оценивается в 1.31 + 0.1 солнечных масс, радиус достигает 6.3 + 0.16 солнечных радиусов, светимость в 16.8 + 1.7 раза превышает солнечную. Будучи на главной последовательности, Kepler-91 была звездой раннего F-класса. Расстояние до системы оценивается в 1030 ⁺¹⁵⁰/_-130 пк, возраст составляет 4.9 + 2.1 млрд. лет.

Точнейшая фотометрия звезды Kepler-91 позволила оценить массу планеты, даже не прибегая к методу измерения лучевых скоростей. Вращаясь очень близко к звезде, планета Kepler-91 b своим тяготением приводит к небольшому искажению ее формы (этот эффект называется эффектом эллипсоидальности). Кроме того, исследователи зафиксировали регулярное изменение яркости системы за счет смены фаз планеты (эффект отражения). Измерение амплитуды обоих эффектов (121 + 33 ppm для первого и 25 + 15 ppm для второго) позволило оценить массу и альбедо планеты. Масса Kepler-91 b оказалась равной 0.88 ^+0.17/_-0.33 масс Юпитера, радиус - 1.384 ^+0.011/_-0.054 радиуса Юпитера, что помещает ее в класс горячих гигантов. Будущие измерения лучевой скорости звезды должны значительно уточнить этот результат. Величина альбедо, измеренная по глубине вторичного минимума (ослабления общего блеска системы в момент, когда планета проходит за звездой), оказалась равной 0.30 ^+0.24/_-0.20.

Кривая блеска системы Kepler -91. Четко видны транзиты и плавные колебания блеска звезды, вызванные эффектом эллипсоидальности. Пунктиром показана ожидаемая кривая блеска для планеты на круговой орбите, непрерывной линией - кривая блеска в случае орбиты с эксцентриситетом 0.066.

Кроме того, кривая блеска системы указала на небольшой, однако не равный нулю эксцентриситет орбиты Kepler-91 b. Вращаясь на расстоянии 2.45 ^+0.15/_-0.30 звездных радиусов и испытывая сильнейшее приливное воздействие со стороны своей звезды, планета, тем не менее, вращается вокруг нее не по круговой, а по слегка эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.066 ^+0.013/_-0.017. Причина эллиптичности орбиты пока не известна - возможно, в этой системе есть и другие (не транзитные) планеты, чье гравитационное влияние возмущает орбиту Kepler-91 b.

Еще одним необычным проявлением крайней близости планеты к звезде является неравенство площадей дневного и ночного полушарий. Поскольку угловой размер диска звезды в небе Kepler-91 b достигает 46.5њ, площадь освещенного (дневного) полушария оказывается ~70% от площади всей поверхности планеты (в отличии от 50% для планет, достаточно удаленных от своих звезд).

Схема, иллюстрирующая условия освещенности на планете Kepler-91 b во время транзита. Красными линиями показаны границы освещенности, создаваемые падающими световыми лучами. Видно, что площадь ночного (не освещенного) полушария не превышает 30% от полной площади поверхности.

Планета Kepler-91 b находится на заключительном этапе своей эволюции. Самое позднее через 55 млн. лет распухающая оболочка эволюционирующей звезды 'дотянется' до перицентра орбиты этого горячего гиганта. Вполне возможно, что еще раньше планета начнет быстро терять вещество, переполнив свою полость Роша.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.3943v1.pdf

 

12 декабря 2013
Три транзитных горячих гиганта у проэволюционировавших звезд: WASP-68 b, WASP-73 b и WASP-88 b

Изучение транзитных планет (т.е. планет, проходящих по диску своих звезд) спектральными методами позволяет получить уникальную информацию об их массе, средней плотности, альбедо, составе атмосферы и прочих важных характеристиках. К настоящему моменту известно около 400 транзитных экзопланет, и их число продолжает быстро расти. В отличие от поиска небольших планет, поиск транзитных планет-гигантов не требует вывода телескопов в космос, многометровой апертуры наземных телескопов или спектрографов уникальной точности - для него достаточно скромных средств. Так, самый успешный наземный обзор SuperWASP основан на работе двух комплексов из 8 автоматических телескопов, каждый с апертурой всего 20 см и разрешением 13.7 угловых секунд на пиксель. Один комплекс расположен на Канарских островах, второй - в южной Африке.

6 декабря 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов из обзора SuperWASP, посвященная открытию еще трех транзитных планет. Все они вращаются вокруг ярких звезд позднего F или раннего G-класса, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красные гиганты. Массы новых планет были измерены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе Эйлера в Ла Силья (Чили). Точность единичного замера составила 5-10 м/сек.

Итак, масса планеты WASP-68 b оценивается в 0.95 + 0.03 масс Юпитера, радиус - в 1.24 ^+0.10/_-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.67 ^+0.09/_-0.13 г/куб.см., типичной для горячих юпитеров. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет меньше 0.063 с достоверностью 3 сигма) на расстоянии 0.062 а.е. (7.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.0843 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1490 ⁺⁴⁴/_-29 К.

Масса планеты WASP-73 b достигает 1.88 + 0.07 масс Юпитера, радиус - 1.16 ^+0.12/_-0.08 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.6 + 0.4 г/куб.см. Такая достаточно высокая средняя плотность у сильно нагретой планеты-гиганта (его температура оценивается в 1790 ⁺⁷⁵/_-51 К) говорит о большой доле тяжелых элементов в его составе. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (с достоверностью 3 сигма эксцентриситет меньше 0.074) на расстоянии 0.0551 а.е. (5.7 звездных радиусов), и делает один оборот за 4.0872 земных суток

Наконец, планета WASP-88 b является хорошим примером 'раздутой' горячей планеты. При массе 0.56 + 0.08 масс Юпитера ее радиус достигает 1.70 ^+0.13/_-0.07 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.15 + 0.04 г/куб.см и делает ее одной из самых 'рыхлых' планет. Этот горячий юпитер вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0643 а.е. (~6.6 звездных радиусов), и делает один оборот за 4.954 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 1772 + 54К.

Транзитные горячие гиганты с массами от 0.5 до 2 масс Юпитера и периодами короче 12 суток на плоскости 'удельная мощность падающей энергии - радиус'. Новые планеты отмечены красным цветом. Удельная мощность 109 эрг/(сек кв.см) соответствует 735.3 солнечным постоянным (или, что то же самое, отношению a/Rэф = 0.037).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.1827.pdf

 

6 декабря 2013
HD 106906 b: молодая массивная планета в 650 а.е. от своей звезды

Наличие планет на больших (сотни а.е.) расстояниях от своих звезд бросает вызов теориям планетообразования. Еще более странно обнаруживать планеты далеко за пределами протопланетных дисков, из которых эти планеты могут образоваться. Одной из таких планет является гигант HD 106906 b, обнаруженный недавно на ИК-снимках 6.5-метрового телескопа Магеллан.

HD 106906 - очень молодая звезда спектрального класса F5 V, входящая в состав звездной ассоциации Нижний Центавр - Южный Крест (Lower Centaurus Crux) возрастом 10-17 млн. лет. Ее масса оценивается в 1.5 + 0.1 солнечных масс, светимость в 5-6.5 раза превышает солнечную. Звезда окружена протопланетным диском с температурой ~95К, простирающимся от 20 до 120 а.е.

В апреле 2013 года эту звезду пронаблюдали с помощью инфракрасной камеры Clio 2, чувствительной к ИК-лучам с длиной волны 3-5 мкм, установленной на Магеллане (в этой области спектра контраст между звездой и молодой горячей планетой минимален). На расстоянии 7.1 угловых секунд от звезды был обнаружен слабый источник спектрального класса L2.5 (т.е. с температурой около 2000К). Изучение архивных снимков с космического телескопа им. Хаббла, сделанных в 2004 году, и с наземного телескопа Gemini, сделанных в 2011 году, показало, что этот источник не является фоновой звездой, он движется вместе с HD 106906 и, следовательно, физически с ней связан. На расстоянии 92 + 6 пк угловому расстоянию 7.1 секунд соответствует линейное расстояние ~650 а.е., таким образом, объект оказывается расположенным далеко за пределами протопланетного диска, окружающего родительскую звезду.

Снимки планеты HD 106906 b, сделанные в разных спектральных полосах инфракрасного диапазона. Изображение планеты обведено белым кружком.

Сравнение инфракрасных показателей цвета объекта с моделями молодых планет-гигантов привело авторов открытия к выводу, что масса объекта составляет 11 + 2 масс Юпитера, т.е. попадает в диапазон планетных масс, а температура достигает 1950 + 200К.

Также авторы поискали другие планеты в этой системе, но ничего не нашли (во всяком случае, дальше 35 а.е. - ближе этого расстояния слишком велика засветка от родительской звезды).

Наличие невозмущенного массивного протопланетного диска делает маловероятным предположение о том, что планета HD 106906 b находится на эксцентричной орбите, а сейчас как раз проходит апоцентр. Авторы открытия склоняются к мнению, что она вместе со своей родительской звездой образовалась непосредственно из плотного ядра молекулярного облака в процессе, аналогичном образованию двойных звезд. Будущие наблюдения диска вокруг HD 106906 в субмиллиметровом диапазоне помогут обнаружить возмущения его внешнего края (если они есть) и, таким образом, проверить гипотезу образования планеты 'на месте'. В случае, если планета образовалась гораздо ближе к звезде и затем была выброшена в результате планет-планетного рассеяния, это событие неизбежно должно отразиться на форме протопланетного диска.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1312.1265.pdf

 

4 декабря 2013
Нептун в разгар лета: 'горячий' южный полюс

Нептун - самая далекая 'классическая' планета Солнечной системы. Несмотря на то, что поток солнечной энергии на орбите Нептуна в 900 раз меньше, чем на орбите Земли, эта планета демонстрирует бурную метеорологическую активность: в атмосфере быстро появляются и исчезают облака, темные овалы соответствуют областям, охваченным мощными ураганами, воздушные зональные течения образуют длинные облачные ленты. В отличие от Урана Нептун излучает в космос почти в 2 раза больше энергии, чем получает от Солнца.

В 1989 году мимо Нептуна пролетел 'Вояджер-2', ставший единственным космическим аппаратом с Земли, посетившим эту планету. Он показал необычное распределение тепла в ее атмосфере: самыми теплыми на Нептуне оказались экваториальные области и зоны вблизи полюсов, а самыми холодными - средние широты.
Орбитальный период Нептуна близок к 165 годам, поэтому смена сезонов на нем происходит очень медленно. 1989 год соответствовал началу лета в южном полушарии, а в 2005 году там было летнее солнцестояние. Сравнивая данные, полученные 'Вояджером', с наземными наблюдениями, проведенными в 2003-2007 годах, ученые пытаются обнаружить неторопливые сезонные изменения, происходящие на самой далекой 'большой' планете Солнечной системы.

Наблюдения Нептуна с Земли или с околоземной орбиты сильно затруднены вследствие его удаленности, поэтому для этих наблюдений используются крупнейшие телескопы. Нептун наблюдали из космоса на Хаббле, Спитцере, Гершеле и AKARI, а также на Кеке, VLT и других наземных телескопах.

В среднем инфракрасном диапазоне самыми заметными спектральными особенностями Нептуна являются полосы метана (на волне 7.7 мкм) и этана (на волне 12 мкм). Изучение профилей этих полос позволяет прозондировать тропосферу и стратосферу Нептуна.
Ниже приведен температурный профиль атмосферы Нептуна по данным разных авторов.

В тропопаузе (самой холодной области атмосферы) температура воздуха на 45њ южной широты составляла 51К, поднимаясь до 56-57К на экваторе и до 56К на южном полюсе. Такая необычная картина объясняется подъемом (и одновременно адиабатическим охлаждением) газа из глубин Нептуна в средних широтах и его опусканием (с адиабатическим нагреванием) на экваторе и полюсах. На уровне давления в 1 атм. температура воздуха близка к 68К.

Снимки Нептуна на разных длинах волн среднего инфракрасного диапазона, полученные наземными телескопами Кек, Gemini и VLT. Пятнышко правее и ниже планеты показывает изображение точечного источника (фоновой звезды). Север Нептуна расположен сверху, в соответствии с координатной сеткой, показанной в третьем ряду.

Сравнение температурных профилей атмосферы Нептуна на разных широтах, вычисленных по данным 'Вояджера-2', с аналогичными профилями, полученными в наземных наблюдениях в 2003-2007 годах, показано на рис. ниже.

Видно, что главным изменением за прошедшие ~15 лет стало усиление 'горячего южнополярного пятна', которое хорошо видно на наземных ИК-снимках. Во время летнего солнцестояния на уровнях давлений 10-100 мбар температура воздуха в районе полюса (южнее 70њ южной широты) на 7-8К превысила температуру окружающих областей, и на 5-6К - по всей глубине атмосферы от 0.1 до 200 мбар. Выше, в стратосфере, в области с давлениями ниже 0.1 мбар, температурный профиль становится изотермическим и не меняется со временем (по крайней мере, на масштабах ~20 лет). С учетом погрешностей измерений можно сказать, что температура стратосферы на уровне давления 1 мбар если и изменилась, то не больше, чем на 5К, а температура на уровне давления 0.1 мбар осталась неизменной с точностью +3К. Также не изменились с 1989 года по 2003-2007 годы средние зональные температуры в тропосфере.

С чем связано появление 'горячего пятна' вблизи южного полюса Нептуна, пока не очень ясно. По всей видимости, там сформировалась атмосферная воронка циклонического типа, где воздушные массы, закручиваясь, опускаются вниз и нагреваются. Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.7570v1.pdf

 

28 ноября 2013
Горячие юпитеры не всегда одиноки

Многочисленные исследования последних лет, проводившиеся как с помощью метода измерения лучевых скоростей, так и транзитным методом, показали, что горячие юпитеры избегают многопланетных систем. Однако нет правил без исключений. 22 ноября в Архиве электронных препринтов появилась статья европейских астрономов, работающих на спектрографе SOPHIE, посвященная открытию трех горячих юпитеров, входящих в состав многопланетных систем. Два горячих юпитера имеют в компаньонах планеты-гиганты на более широких орбитах, третий вращается вокруг звезды, демонстрирующей дополнительный дрейф лучевой скорости (это означает, что в системе есть еще одно или несколько небесных тел, но их орбита еще не определена). Все три открытия были совершены в рамках программы по поиску внесолнечных планет-гигантов, под которую выделено 12% наблюдательного времени на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. С 2006 года в рамках этой программы уже было открыто 12 планет и коричневых карликов.
Точность единичного замера лучевой скорости звезд составила 3-8 м/сек.

HD 13908 - F-звезда главной последовательности несколько ярче и горячее Солнца. Ее масса оценивается в 1.29 + 0.04 солнечных масс, радиус - в 1.67 + 0.1 солнечных радиусов, светимость вчетверо превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 2.9 + 0.4 млрд. лет. Система удалена от нас на 71.2 + 3.5 пк.
Рядом с этой звездой обнаружено две планеты-гиганта: горячий юпитер HD 13908 b и гигант с температурным режимом Земли HD 13908 c.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 13908 b составляет 0.865 + 0.035 масс Юпитера. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.154 + 0.003 а.е. и делает один оборот за 19.382 + 0.006 земных суток.
Интереснее вторая планета этой системы - массивный гигант HD 13908 c. Его температурный режим очень близок к температурному режиму Земли, эксцентриситет орбиты невелик (0.12 + 0.02). Минимальная масса гиганта - 5.13 + 0.25 масс Юпитера, орбитальный период - 931 + 17 земных суток. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

HD 159243 - солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, ее масса и радиус на ~12, а светимость на 30% превосходят соответствующие солнечные значения. Рядом с ней также обнаружены две планеты: горячий юпитер HD 159243 b и гигант с температурным режимом Венеры HD 159243 c.
Минимальная масса планеты HD 159243 b - 1.13 + 0.05 масс Юпитера. Орбита и этого горячего юпитера близка к круговой, расстояние до звезды - 0.11 а.е., орбитальный период - 12.62 земных суток. Эксцентриситет орбиты второго гиганта также невелик - всего 0.075 + 0.05. HD 159243 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.80 + 0.02 а.е. и делает один оборот за 248.4 + 5 земных суток. Вся система удалена от нас на 69.2 + 5.5 пк.

Правильные, близкие к круговым, орбиты планет в обеих системах говорят о том, что они после своего образования не претерпели заметного возмущения, и что горячие юпитеры образовались там скорее путем миграции в протопланетном диске, нежели в результате планет-планетного рассеяния с последующим скруглением орбит приливными силами.

Наконец, звезда HIP 91258 несколько легче и прохладнее Солнца, ее спектральный класс G5 V. Масса звезды оценивается в 0.95 + 0.03 солнечных масс, радиус близок к солнечному. В отличие от HD 13908 и HD 159243, имеющих примерно солнечное содержание тяжелых элементов, HIP 91258 отличается повышенной металличностью - количество элементов тяжелее гелия в ее составе в 1.8 раза превосходит солнечное значение. Звезда удалена от нас на 44.9 + 1.3 пк.
Минимальная масса горячего юпитера HIP 91258 b - 1.07 + 0.04 масс Юпитера. Его орбита также близка к круговой, расстояние до звезды - 0.057 + 0.001 а.е., орбитальный период равен ~5 земным суткам. Помимо RV-сигнала от этой планеты, звезда HIP 91258 демонстрирует дополнительный дрейф лучевой скорости, говорящий о наличии в системе еще какого-то тела или тел на широких орбитах. Предположительно, дополнительное тело имеет орбитальный период около 5 лет и массу, соответствующую коричневому карлику или маломассивной М-звезде. Будущие наблюдения помогут уточнить его орбиту и физические свойства.

Авторы статьи попробовали обнаружить транзиты всех трех горячих юпитеров, но ничего не нашли. Также, анализируя данные астрометрического спутника Hipparcos, они попытались обнаружить смещения родительских звезд под влиянием гравитационного поля их компаньонов, дабы исключить случай массивных коричневых карликов или М-звезд на орбитах, расположенных плашмя по отношению к земному наблюдателю - и тоже ничего не нашли. По-видимому, наклонение орбит планет в этих системах далеко и от нуля, и от 90 градусов.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.5271.pdf

 

25 ноября 2013
Трансмиссионная спектроскопия планеты HAT-P-1 b на Хаббле

Глубина транзита транзитных планет может несколько меняться в зависимости от длины волны, на которой этот транзит наблюдается. На изучении этой зависимости основана трансмиссионная спектроскопия планетных атмосфер. С помощью измерения глубины транзитов на разных длинах волн (в том числе и в инфракрасном диапазоне) можно оценить физические свойства и состав атмосферы транзитной планеты, в частности, определить наличие или отсутствие высотной дымки и/или инверсионного слоя.

Как показывают расчеты, в спектрах чистых, лишенных облаков атмосфер горячих гигантов с температурой ниже 1500К должны доминировать уширенные давлением линии газообразных натрия и калия. Линии натрия действительно были обнаружены в трансмиссионных спектрах некоторых горячих гигантов, например, HD 209458 b и WASP-17 b, а в спектре планеты XO-2 b были также найдены и линии калия. Однако многие горячие юпитеры (например, HD 189733 b) демонстрируют признаки высотной дымки, делающей спектры таких планет плоскими, лишенными заметных деталей. Очевидно, горячие гиганты не образуют единый класс объектов и отличаются разными как физическими, так и спектральными свойствами.

30 сентября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов под руководством Н. Николова (N. Nikolov), посвященная трансмиссионной спектроскопии транзитного горячего гиганта HAT-P-1 b. Николов с коллегами пронаблюдал три транзита HAT-P-1 b с помощью камеры STIS космического телескопа им. Хаббла, получив грубый спектр этой планеты на волнах 0.29-1.027 мкм (т.е. от ближнего ультрафиолетового до ближнего инфракрасного диапазона). С достоверностью 3.3 сигма они обнаружили в спектре атмосферы этой планеты линии натрия, но не обнаружили ни линий калия, ни бальмеровской линии атомарного водорода H_альфа.

Трансмиссионный спектр HAT-P-1 b в голубой части спектра. Авторы предполагают, что усиление непрозрачности на коротких волнах может быть вызвано поглощением в линиях атомарного кальция (4230 ангстрем), железа, алюминия или хрома.

Сравнив свои данные с данными, полученными другой камерой (WFC3), получившей трансмиссионный спектр планеты HAT-P-1 b в ближнем инфракрасном диапазоне (от 1.087 до 1.687 мкм), авторы отметили, что радиус этого горячего юпитера в оптическом диапазоне на 4.3 + 1.3 высоты стандартной атмосферы больше, чем в инфракрасном диапазоне. Под стандартной атмосферой здесь понимается изотермическая водородно-гелиевая атмосфера при температуре, соответствующей температуре на терминаторе HAT-P-1 b (~1000К), чье давление и плотность спадает в e раз каждые 414 км (при ускорении свободного падения, соответствующего ускорению свободного падения на HAT-P-1 b). При этом температура дневного полушария планеты, измеренная путем наблюдений в ИК-диапазоне вторичного минимума этой системы, достигает 1500 + 100К.

О чем может говорить разница в измеренных диаметрах на разных длинах волн? Авторы статьи полагают, что в атмосфере HAT-P-1 b присутствует некое вещество или несколько веществ, сильно поглощающих в оптическом диапазоне, но достаточно прозрачных в ИК (например, газообразные кальций, железо, алюминий или хром).

Трансмиссионный спектр HAT-P-1 b в красной части спектра (точнее, от зеленых лучей до инфракрасных). Резкое усиление непрозрачности атмосферы на волне 5890-5896 Ангстрем соответствует дублетной линии натрия.

Авторы статьи обращают внимание, что трансмиссионный спектр HAT-P-1 b резко отличается от спектра другого горячего юпитера, HD 189733 b, который имеет глубокий темно-синий цвет, вызванный силикатной дымкой. По всей видимости, планета HAT-P-1 b лишена высотной дымки или плотных облаков. Однако характер рассеяния или поглощения света в голубой части спектра планеты отличается и от рэлеевского рассеяния в чистой прозрачной атмосфере. Авторы надеются, что будущие наблюдения помогут разрешить эту загадку.

Общий трансмиссионный спектр планеты HAT-P-1 b. Как мы видим, ни одна рассмотренная теоретическая модель не может описать его полностью.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.0083v1.pdf

 

19 ноября 2013
MOA-2008-BLG-379L b: массивная планета у далекого оранжевого карлика

Поиск экзопланет методом гравитационного микролинзирования ведется двумя крупными наземными обзорами: MOA (Microlensing Observations in Astrophysics = Наблюдения микролинзирования в астрофизике) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment = Оптический эксперимент по гравитационному линзированию).
Обзор MOA основан на наблюдениях с помощью CCD-камеры MOA-cam3 с полем зрения 2.2 квадратных градуса, установленной на 1.8-метровом телескопе MOA-II в Новой Зеландии. Каждый час камера снимает фотометрию богатого звездного поля, расположенного в направлении галактического балджа. Ежегодно обзор MOA фиксирует около 600 событий микролинзирования.
Обзор OGLE основан на наблюдениях CCD-камеры с полем зрения 1.4 квадратных градуса, установленной на 1.3-метровом Варшавском телескопе, расположенном на обсерватории Las Campanas в Чили. OGLE обнаруживает примерно на 100 событий микролинзирования в год больше, чем MOA, однако фотометрия наблюдаемого звездного поля снимается только один раз за ночь, что не позволяет надежно отслеживать 'быстрые' события.

Кроме MOA и OGLE, наблюдения событий микролинзирования ведет целая сеть небольших телескопов, входящих в проекты мюFUN, PLANET, RoboNet и MINDSTEp. Расположенные на разных широтах и долготах, эти телескопы способны вести плотные наблюдения уже обнаруженных событий микролинзирования для построения подробной кривой блеска. Как правило, о начавшемся событии оперативно оповещаются все обзоры, и кривая блеска строится по наблюдениям всех групп. Но иногда (при высокой частоте наблюдений) можно получить качественную кривую блеска и силами только одного обзора.

14 ноября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию методом гравитационного микролизирования массивной планеты MOA-2008-BLG-379L b.

Событию микролинзирования MOA-2008-BLG-379 в определенном смысле не повезло. Обзор MOA объявил о нем 9 августа 2008 года. Это было уже после пересечения первой каустики, которую вовремя не заметили из-за недостаточно плотных рядов наблюдений (см. рисунок). В результате данное событие сочли рядовым (на одиночной звезде) и не стали наблюдать его с нужной частотой и плотностью.

Кривая блеска звезды-источника во время события микролинзирования MOA-2008-BLG-379. Разноцветными точками показаны данные наблюдений, полученные различными микролинзовыми обзорами, линией - лучшая теоретическая модель, описывающая эти данные.

Через 2 недели, 23 августа 2008 года, это же самое событие заметил обзор OGLE и присвоил ему имя OGLE-2008-BLG-570. Из-за тусклости звезды-источника она не была заранее внесена в каталог OGLE и получила статус 'нового объекта'. Блеск 'новых объектов' измерялся обзором OGLE только один раз за ночь. То есть и тут не получилось плотных рядов наблюдений.

Однако при обработке полученных данных оба обзора столкнулись с трудностями интерпретации. Полученная кривая блеска звезды-источника никак не ложилась на модель микролинзирования на одиночной звезде. Только объединив фотометрические данные, полученные обоими обзорами, и применив к ним модель двойной линзы, астрономы смогли добиться удовлетворительного описания кривой блеска.

Итак, звезда-линза MOA-2008-BLG-379L удалена от нас на 3.6 + 1.3 кпк. Ее масса определена с большой погрешностью и оценивается в 0.66 ^+0.29/_-0.33 солнечных масс, грубо соответствуя оранжевому карлику спектрального класса K. Поскольку из анализа кривой блеска с высокой точностью можно измерить только отношение масс компонент двойной линзы (q = 6.9 10^-3), масса планеты оказывается определенной также с большой погрешностью - 4.8 ^+2.1/_-2.4 масс Юпитера. Планету и звезду разделяет расстояние 4.1 ^+1.9/_-1.5 а.е.

Достаточно высокая взаимная угловая скорость звезды-источника и звезды-линзы (7.6 + 1.6 угловых миллисекунд в год) делает возможным раздельное наблюдение звезды-источника и звезды-линзы с помощью космического телескопа им. Хаббла или крупнейшими наземными телескопами, оснащенными системой адаптивной оптики. К концу 2013 года угловое расстояние между звездами достигнет 37.8 + 8.3 угловых миллисекунд. Подобные наблюдения (если они будут проведены) позволят определить спектральный класс звезды-линзы, а значит - существенно уточнить как ее массу, так и массу планеты.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.3424.pdf

 

14 ноября 2013
Наблюдения угарного газа в атмосфере Урана говорят о его внешнем источнике

Определение высотного профиля угарного газа в атмосферах планет-гигантов позволяет определить содержание кислорода глубоко в недрах этих планет. Угарный газ обратимо образуется из метана и водяного пара в реакции

H₂O + CH₄ = CO + 3H₂

Однако водяной пар (в отличие от угарного газа) конденсируется при относительно высоких температурах и в верхние слои атмосферы холодных планет может попасть только извне, вместе с кометами и ледяной пылью. Это происходит из-за наличия в атмосферах т.н. 'холодных ловушек' - атмосферных слоев с очень низкой температурой, в которых водяной пар конденсируется в ледяные пылинки. Поднимаясь вместе с восходящими потоками воздуха из теплых недр планеты, водяной пар конденсируется в 'ледяной ловушке' и выше (в стратосферу) уже не попадает. Поэтому содержание в стратосфере водяного пара, попавшего туда вместе с кометами или ледяной пылью, ничего не говорит о его содержании в недрах планеты.

В отличие от водяного пара, в атмосферах Урана и Нептуна угарный газ не конденсируется. Поэтому ученые надеялись определить содержание кислорода в недрах Урана, спектроскопическим методом измерив содержание угарного газа в его стратосфере. Наблюдения проводились в миллиметровом диапазоне с помощью космического ИК-телескопа им. Гершеля 15 июня 2012 года (конкретно, изучалась линия CO (8-7) на частоте 921.8 ГГц).

Результаты получились довольно любопытными. Прозондировав область атмосферы на уровне 0.1-5 мбар, группа европейских астрономов под руководством Тибо Кавалье (Thibault Cavalié) нашла, что содержание угарного газа составляет там 7.1-9 10^-9 молярных долей. При этом для уровня давлений ~200 мбар (строго 10-2000 мбар) был получен только верхний предел на содержание угарного газа - 2.1 10^-9 молярных долей. Иначе говоря, содержание угарного газа падало с ростом глубины, что говорит о его внешнем (а не внутреннем) источнике в стратосфере Урана.

Опираясь на полученный верхний предел, авторы статьи нашли, что отношение содержания кислорода к водороду O/H в недрах Урана не более чем в 500 раз превышает солнечное значение.

Что же может приносить угарный газ в атмосферу Урана? Кавалье с коллегами полагают, что этим источником являются кометы. Они нашли, что требуемое количество угарного газа в стратосфере может обеспечиваться падением примерно раз в 500 лет кометного ядра диаметром 640-700 метров (с 6-кратной неопределенностью). Отток угарного газа из стратосферы происходит за счет вертикальной диффузии в недра планеты.

В целом состав верхней атмосферы Урана такой: 15.2% приходится на гелий, 1.6% на метан, почти все остальное - водород.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1311.2458.pdf

 

13 ноября 2013
Семипланетная система Kepler-90 (KOI-351)

23 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья об открытии 7-планетной системы KIC 11442793 (KOI-351), впоследствии получившей имя Kepler-90. Авторы статьи назвали новую систему 'компактным аналогом Солнечной системы', и это название тут же растиражировали научно-популярные СМИ. Однако эта аналогия слишком сильная, и стоит разобраться, действительно ли планетная система Kepler-90 напоминает нашу собственную.

Космический телескоп им. Кеплера наблюдал звезду KIC 11442793 в течение ~4 лет (1340 земных суток). Сначала в этой системе было обнаружено три транзитных кандидата с периодами 59.7385, 210.5914 и 331.6426 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.44, 6.6 и 9.3 радиусов Земли, соответственно. Впоследствии авторы статьи проанализировали кривую блеска звезды с помощью алгоритма DST и нашли в этой системе еще 4 небольшие планеты на более тесных орбитах. Таким образом, число транзитных планет в системе Kepler-90 достигло семи, что уже сравнимо с количеством классических (не карликовых) планет в Солнечной системе.

Что мы знаем о системе KOI-351?
Звезда Kepler-90 несколько ярче и горячее Солнца. Ее спектральный класс - поздний F, масса оценивается в 1.2 + 0.1 солнечных масс, радиус - в 1.2 + 0.1 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 6080 ⁺²⁶⁰/_-170К. Система удалена от нас на 780 + 100 пк.

Планеты в этой системе образуют иерархическую структуру, т.е. собраны в отчетливо выделенные группы.

Первую компактную группу образуют планеты Kepler-90 b и Kepler-90 с с периодами 7.008 и 8.719 земных суток и радиусами 1.3 и 1.2 радиусов Земли, удаленные от своей звезды на 0.074 и 0.089 а.е. (13 и 16 звездных радиусов). Несмотря на крайнюю близость орбит, движение планет оказывается динамически устойчивым (в точке максимального сближения их разделяет расстояние, в 4.6 раз превышающее радиус сферы Хилла, при этом считается, что тесная пара планет оказывается устойчивой, если в точке максимального сближения их разделяет расстояние хотя бы в 3.5 радиусов сферы Хилла). Обе горячие планеты находятся вблизи (отклоняясь от него всего на 0.5%) орбитального резонанса 5:4.

Вторую компактную группу образуют планеты Kepler-90 d , Kepler-90 e и Kepler-90 f. Это три небольших нептуна с периодами 59.737, 91.939 и 124.914 земных суток (т.е. близких к резонансу 4:3:2), с радиусами 2.87, 2.66 и 2.88 радиусов Земли, удаленные от своей звезды на 0.32, 0.42 и 0.48 а.е. Движение этих планет оказывается устойчивым, если их масса не превышает ~1 массы Юпитера (что заведомо выполняется, если перед нами действительно нептуны). Температурный режим планеты Kepler-90 f примерно соответствует температурному режиму Меркурия, остальные два нептуна несколько горячее.

Наконец, во внешней части системы находятся планеты-гиганты Kepler-90 g и Kepler-90 h. Их орбитальные периоды - 210.607 и 331.601 земных суток, уточненные радиусы - 8.1 и 11.3 радиусов Земли, расстояние от родительской звезды - 0.71 и 1.01 а.е. Обе планеты должны сильно возмущать движение друг друга, приводя к значительным вариациям времени наступления транзитов. Как оказалось, такие отклонения для планеты Kepler-90 g уже зафиксированы, причем величина отклонения составила 25.7 часов! Однако малое количество транзитных событий за время наблюдений (6 транзитов планеты Kepler-90 g и 3 транзита планеты Kepler-90 h) не позволило авторам статьи аккуратно восстановить степень их влияния друг на друга и определить массы TTV-методом. Однако движение обеих планет является динамически устойчивым, если их массы не превышают 5 масс Юпитера. Температурный режим самой внешней планеты примерно соответствует температурному режиму Венеры, второй гигант немного горячее (его температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры).

Резонно задать вопрос - а находятся ли все эти планеты в одной системе, и не является ли часть из них ложными кандидатами? Не имея возможности измерить массы планет системы Kepler-90, авторы статьи для каждой из 7 планет сравнили продолжительность транзита с орбитальным периодом и убедились, что все 7 планет вращаются вокруг одной звезды.

Сравнение продолжительности транзита с орбитальным периодом для каждой планеты и с теоретическими предсказаниями для F -звезды со свойствами (радиусом и средней плотностью), определенными из спектральных наблюдений (диапазон возможных погрешностей показан двумя голубыми линиями). Видно, что все семь планет вращаются вокруг одной звезды, причем ее свойства согласуются со спектральными данными.

Для общей динамической устойчивости системы требуется, чтобы эксцентриситеты орбит всех планет не превышали 0.1 (т.е. орбиты должны быть близки к круговым).

Таким образом, перед нами предстает красивая иерархически организованная система с двумя горячими планетами земного типа на очень близких и тесных орбитах, тремя нептунами в резонансе 4:3:2 посередине и двумя планетами-гигантами во внешней части системы. Если она и напоминает Солнечную систему, то весьма отдаленно.

Глубина транзитов двух внешних планет (0.35% и 0.84%) позволяет наблюдать их с Земли. Изучение вариаций времени наступления транзитов на протяжении длительного периода времени позволит определить массы обеих планет g и h. Безусловно, в ближайшие годы это будет сделано. Для изучения свойств трех средних планет придется ждать вывода в космос европейского телескопа CHEOPS.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.6248v1.pdf
http://archive.stsci.edu/kepler/planet_candidates.html

 

12 ноября 2013
Алгоритм TERRA определил распространенность планет различных типов

Изучение распределения внесолнечных планет по размерам, массам, периодам, эксцентриситетам орбит и прочим свойствам является важнейшей задачей сравнительной планетологии. Как часто встречаются планетные системы? Каких планет больше - мелких или крупных, и на сколько? Много ли звезд имеют планеты земного типа в обитаемой зоне? Далеко ли от Земли находится ближайшая потенциально обитаемая экзопланета?

За 4 года работы космического телескопа им. Кеплера был накоплен огромный массив фотометрических данных. Выложив эти данные в открытый доступ, команда Кеплера пригласила к их анализу научные коллективы со всего мира. Различные группы как профессиональных астрономов, так и астрономов-любителей (к числу последних относятся, например, Охотники за планетами) занимаются ручным или автоматизированным поиском транзитных сигналов в кривых блеска более 150 тысяч звезд, которых наблюдал 'Кеплер'.

22 октября в журнале PNAS была опубликована статья Эрика Петигуры, Эндрю Говарда и Джеффри Марси, посвященная анализу данных 'Кеплера' с помощью алгоритма TERRA. Исследователи сосредоточили свои усилия на звездах главной последовательности спектральных классов G и K (с температурой фотосферы от 4100 до 6100К) от 10 до 15 видимой звездной величины. Таких звезд оказалось 42 557 (так называемые 'лучшие 42 тысячи'). У этих звезд велся поиск транзитных сигналов характерной прямоугольной формы с отношением сигнал/шум больше 12 и с периодами от 0.5 до 400 земных суток. В результате было найдено хороших 836 транзитных кандидатов (не путать с KOI). Из них дополнительно выкинули кандидаты с радиусами больше 20 земных, демонстрирующие вторичный минимум на кривой блеска или астрометрический сдвиг родительской звезды во время транзита. В сухом остатке осталось 603 кандидата, из них 62 - с периодами больше 100 земных суток.

Далее на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES были получены спектры 274 родительских звезд из этого списка (в том числе всех звезд, рядом с которыми были обнаружены долгопериодичные кандидаты). Это позволило уточнить свойства родительских звезд и уменьшить погрешность в определении звездных радиусов с 35% до 10% (а значит, соответственно уменьшить погрешность в определении радиусов транзитных кандидатов).

Следующий шаг оказался посвящен оценке 'детектируемости' найденных кандидатов. Понятно, что большинство планет на поле Кеплера не наблюдается как из-за низкой геометрической вероятности транзитной конфигурации, приблизительно равной R_star /a (где R_star - радиус звезды, a - большая полуось орбиты планеты), так и из-за низкого отношения сигнал/шум для планет у тусклых звезд. Если количество пропущенных планет вследствие малой вероятности транзитной конфигурации вычислить сравнительно легко, то для учета второго фактора Петигрю с коллегами добавляли в данные 40 тысяч синтезированных 'транзитных событий' со случайными свойствами и смотрели, как алгоритм с ними справляется. В результате была построена 'функция полноты' C(P, R_p), отражающая долю реальных планет с периодами P и радиусами R_p, которую может обнаружить алгоритм TERRA. Значение 'функции полноты' закономерно уменьшается с увеличением орбитального периода и уменьшением радиуса транзитного кандидата.

Транзитные кандидаты, обнаруженные алгоритмом TERRA , и 'функция полноты', отражающая долю не замеченных алгоритмом планет. При значении функции полноты, равном 100% (отмечен белым цветом), алгоритм гарантированно обнаруживает транзитные кандидаты в представленных данных. При значении функции полноты, равном 50%, половина транзитных кандидатов остается незамеченными. Значения функции полноты обозначены различными оттенками голубого цвета.

Наконец, авторы статьи вычислили функцию распространенности f (P, R_p) планет различных радиусов и орбитальных периодов в расчете на одну GK-звезду. Получившаяся функция приведена на рисунке ниже.

Частота встречаемости (или, другими словами, распространенность) планет различных радиусов и орбитальных периодов в расчете на одну звезду. Для планет радиусами меньше 1 радиуса Земли частота встречаемости не вычислялась из-за малых значений функции полноты в этой области (т.е. здесь большинство планет уже остается не замеченными).

Чтобы перейти к зависимости количества планет от их размеров или, наоборот, от их орбитальных периодов, надо просуммировать соответствующие значения функции распространенности в вертикальных или горизонтальных клетках. Результат представлен на рисунках ниже.

Итак, по данным 'Кеплера', обработанным алгоритмом TERRA, по мере уменьшения радиусов планет от 16 до 2-3 радиусов Земли количество планет быстро увеличивается, при 2-2.8 радиусах Земли достигает максимума, а потом снова уменьшается. В результате 26 + 3% солнцеподобных звезд имеют планеты радиусами 1-2 радиусов Земли на орбитах с периодами 5-100 земных суток (стоит обратить внимание, что Солнечная система в эти 26% не входит, поскольку радиус Меркурия меньше радиуса Земли, а орбитальный период Венеры больше 100 земных суток). При этом только 1.6 + 0.4% GK-звезд имеют планеты-гиганты (8-16 радиусов Земли) на орбитах с периодами 5-100 земных суток.

Если суммировать функцию встречаемости не по периодам планет, а по их размерам (1-16 радиусов Земли), то получится зависимость количества планет от их орбитального периода (точнее, от его логарифма). На графике B видно, что по мере роста орбитального периода количество планет сначала возрастает, а потом выходит на плато.

Ну, а что можно сказать о распространенности планет земного размера с периодами 300-400 суток? Пока - ничего конкретного. Даже если подобные планеты весьма распространены, алгоритмом TERRA они почти не обнаруживаются как из-за малой геометрической вероятности транзитной конфигурации (~0.5%), так и из-за малого значения функции полноты C (~10%) в этой области параметров. Хотя в данных есть 3 кандидата примерно с радиусами ~ 2 радиусов Земли и периодами в интервале 200-400 суток (у звезд KIC-4478142, KIC-8644545 и KIC-10593626), скорее всего, они тоже являются мини-нептунами. Вопрос с землеподобными планетами в обитаемой зоне солнцеподобных звезд пока открыт.

Однако экстраполируя плоское распределение количества планет в зависимости от величины log P, авторы статьи нашли, что землеразмерные планеты в интервале периодов 200-400 земных суток имеют 5.7 ^+1.7/_-2.2 % GK-звезд.

Если перейти от абстрактных орбитальных периодов к планетам в обитаемой зоне своих звезд, то тут ситуация становится еще более неопределенной. Разные авторы очень по-разному определяют обитаемую зону (есть, например, оценки ее вплоть до 0.38-10 а.е.), кроме того, потенциальная обитаемость в сильнейшей степени зависит и от свойств планеты (например, от ее влажности или величины парникового эффекта на поверхности). Осторожно определив обитаемую зону как область, где освещенность, создаваемая звездой, не более чем в 4 раза отличается от земной (т.е. для 0.5 < a/R _эф < 2), Петигрю с коллегами нашли, что 22 + 8% солнцеподобных звезд имеют в этой зоне планеты радиусами 1-2 земных (цифра, широко растиражированная в СМИ).

Информация получена: http://www.pnas.org/content/early/2013/10/31/1319909110.full.pdf+html

 

8 ноября 2013
HD 285507 b: очень теплый гигант в Гиадах

Как образовались горячие юпитеры? Каким образом планеты, сформировавшиеся за снеговой линией (в области протопланетного диска, где температура падает настолько, что водяной пар конденсируется в ледяные пылинки), оказались совсем рядом со звездой? В данный момент существует две альтернативные теории, отвечающие на этот вопрос.
По первой из них планеты-гиганты мигрируют к звезде за счет гравитационного взаимодействия с протопланетным диском. По второй сначала планеты оказываются на резко эксцентричных орбитах в результате планет-планетного рассеяния, а потом их орбиты скругляются приливными силами. Обе гипотезы предсказывают существенно разное время образования горячих юпитеров. По первой из них горячие юпитеры образуются очень быстро, в первые же 10 млн. лет, пока диск еще не рассеялся, и сразу оказываются на близких к круговым орбитах. По второй процесс образования этих планет проходит гораздо медленнее, в шкале характерного времени скругления орбит приливными силами, причем планеты, как правило, оказываются на орбитах, резко наклоненных к экватору звезды.
Чтобы понять, какая из гипотез ближе к истине (а возможно, верны они обе), необходимо или искать горячие юпитеры у очень молодых звезд (что затрудняется активностью последних), или изучать распределение этих планет по эксцентриситетам в 'динамически молодых' системах, чей возраст меньше характерного времени скругления орбит приливными силами. Последней цели идеально удовлетворяет поиск горячих юпитеров в рассеянных звездных скоплениях, где возраст звезд примерно одинаков и хорошо известен.

28 октября 2013 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная поиску горячих юпитеров в рассеянном скоплении Гиады методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Группа астрономов под руководством Сэмюэля Куинна (Samuel N. Quinn) изучила 27 звезд из этого скопления (были выбраны звезды FGK спектральных классов, не наблюдавшиеся ранее, сравнительно яркие (ярче 12 звездной величины) и медленно вращающиеся). Обзор был чувствителен к планетам с массой больше 0.5 масс Юпитера и периодам короче 10 земных суток. В результате авторы статьи обнаружили один горячий (точнее, очень теплый) юпитер у звезды HD 285507.

HD 285507 - оранжевый карлик спектрального класса K5 V. Его масса оценивается в 0.734 + 0.034 солнечных масс, радиус - в 0.656 + 0.054 солнечных радиусов, светимость близка к 12% светимости Солнца. Возраст звезды совпадает с возрастом скопления и составляет 625 + 50 млн. лет.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 285507 b оценивается в 0.917 + 0.033 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с небольшим, но заметным эксцентриситетом (0.086 + 0.019) и делает один оборот за 6.088 + 0.002 земных суток. Величина большой полуоси орбиты в статье не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.059 а.е.
Транзиты этой планеты искались, но обнаружены не были.

Обобщив свои данные и данные, полученные другими научными группами, авторы статьи нашли, что у 160 исследованных звезд, входящих в состав рассеянных скоплений, было обнаружено 3 горячих (или очень теплых) юпитера. Это приводит к распространенности горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений 1.97 ^+1.92/_-1.07%. Учитывая, что все три планеты были обнаружены в скоплениях с металличностью ~0.15 (а распространенность планет-гигантов с ростом металличности быстро растет), исследователи пересчитали распространенность горячих юпитеров у звезд рассеянных скоплений с солнечной металличностью в 1.30 ^+1.27/_-0.71%, что находится в прекрасном согласии с оценками этой же величины у звезд поля (~1.2%).

Вместе с тем для окончательного выбора между двумя гипотезами образования горячих юпитеров пока не хватает данных. Авторы статьи осторожно заявляют, что роль планет-планетного рассеяния в образовании горячих юпитеров явно велика, но при этом не исключают и альтернативный (через миграцию II типа) путь образования этих планет. Возможно, горячие юпитеры образуются и тем, и другим способом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1310.7328v1.pdf

 

7 ноября 2013
О II научной конференции Кеплера

4-8 ноября в Научно-исследовательском центре Эймса, Moffett Field , Калифорния, проходит 2-я Научная конференция Кеплера, посвященная обсуждению последних результатов, полученных одноименным космическим телескопом.
'Влияние результатов миссии 'Кеплер' на экзопланетные исследования и звездную астрофизику хорошо иллюстрируется присутствием почти 400 ученых из 30 разных стран на Научной конференции Кеплера, - сказал Уильям Бораки, научный руководитель миссии Кеплер в Эймсе. - Мы собрались, чтобы отпраздновать и обсудить наш коллективный успех при открытии новой эры астрономии'.

За прошедшие дни уже прозвучало множество интереснейших докладов и презентаций. Часть резуль