30 июня 2012
Новый очень теплый транзитный нептун GJ 3470 b

Подавляющее большинство транзитных экзопланет, открытых с помощью наземных обзоров, являются горячими юпитерами. Это вызвано двумя обстоятельствами. С одной стороны, геометрическая вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, что способствует обнаружению планет на тесных орбитах и препятствует - на более широких. С другой стороны, влияние беспокойной земной атмосферы не позволяет регистрировать слабые транзитные сигналы от небольших планет. Хотя космический телескоп им. Кеплера обнаружил, что количество небольших планет гораздо больше планет-гигантов (по крайней мере, до радиусов R ~ 2 радиусов Земли наблюдается зависимость N ~ R^-2), транзиты большинства из них невозможно обнаружить с Земли вследствие замывающего влияния земной атмосферы.
Важным исключением являются планеты у звезд красных карликов. Поскольку глубина транзита (степень падения блеска звезды) пропорциональна отношению квадратов радиусов планеты и звезды (R_p/R_star)², чем меньше звезда, тем легче обнаружить рядом с ней небольшую планету. Поскольку регистрация транзита планеты позволяет (в сочетании с измерением лучевых скоростей родительской звезды) определить массу и радиус планеты, ее среднюю плотность, а значит - и оценить химический состав, а в перспективе - получить спектр ее атмосферы, поиск транзитных планет небольших размеров является важной научной задачей.

Руководствуясь этими сображениями, члены Женевской группы, занимающиеся поиском внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS, регулярно проводят фотометрические наблюдения тех звезд красных карликов, лучевые скорости которых демонстрируют наличие планет на тесных (с периодом несколько дней) орбитах. И, наконец, удача им улыбнулась - у звезды GJ 3470 был обнаружен транзитный сигнал глубиной 5.69 + 0.47 тысячных звездной величины (5690 + 470 ppm).
GJ 3470 - сравнительно близкий красный карлик, удаленный от нас на 25.2 + 2.9 пк. Его спектральный класс M1.5 V, масса оценивается в 0.541 + 0.067 солнечных масс, радиус - в 0.503 + 0.063 солнечных радиусов, светимость составляет всего 2.9% от солнечной светимости. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 0.3-3 млрд. лет.
Истинная (не минимальная!) масса планеты GJ 3470 b равна 14.0 + 1.8 масс Земли, радиус - 4.2 + 0.6 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 1.07 + 0.43 г/куб.см и второй космической скорости около 20 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.051) на среднем расстоянии 0.0348 + 0.0014 а.е. (~15 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.33714 + 0.00017 земных суток. Его физические свойства (масса и радиус) больше всего напоминают физические свойства Урана.
Хотя планета GJ 3470 b вращается довольно близко к своей звезде, из-за низкой светимости последней ее эффективная температура оказывается не так уж и высока. В случае, если альбедо планеты близко к нулю, ее температура оценивается в 615 + 16К, а если альбедо достигает 0.75 (альбедо Венеры) - то в 435 + 12К. Сравнительная близость и яркость родительской звезды (+12.3 в видимом свете и +8 в инфракрасной полосе К) делает ее привлекательной целью для будущих спектрометрических исследований.

Известные транзитные экзопланеты небольшой массы на плоскости Масса - Радиус. Для сравнения синими точками показаны планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун. Зелеными кружками показаны планеты, открытые космическими телескопами CoRoT и Kepler, фиолетовыми - планеты, обнаруженные в рамках наземных обзоров. Красным ромбом показана планета GJ 3470 b. Серыми линиями показаны теоретические отношения масса-радиус для чисто водных, каменных и железных планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.5307v1.pdf

 

23 июня 2012
Планеты Kepler-36 b и c: такие близкие и такие разные

Состав планет Солнечной системы сильно зависит от расстояния между планетой и Солнцем: планеты земного типа находятся на сравнительно тесных, близких к Солнцу орбитах, планеты-гиганты - на широких, более удаленных. Однако открытие внесолнечных планет показало, что такое строение планетных систем отнюдь не универсально: после своего образования планеты могут мигрировать как вглубь, так и вовне системы, планеты-гиганты могут находиться на очень тесных орбитах и на орбитах с большим эксцентриситетом, планеты могут быть связаны друг с другом цепочками орбитальных резонансов, и т.п. Этого мало - как оказалось, очень близкие друг к другу планеты могут резко отличаться по размерам и химическому составу.
20 июня 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная планетной системе Kepler-36. В этой системе планеты, чье расстояние до звезды отличается только на 10%, по плотности отличаются в 8 раз!

Kepler-36 (KOI 277, KIC 11401755) - слегка проэволюционирововшая звезда спектрального класса G0. Ее масса оценивается в 1.071 + 0.043 солнечных масс, радиус - в 1.626 + 0.019 солнечных радиусов, светимость близка к 2.9 светимостей Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно оценить в 440 пк. Возраст системы составляет 6-8 млрд. лет.
Кривая блеска звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 13.84 и 16.24 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.486 + 0.035 и 3.679 + 0.054 радиусов Земли. Время наступления транзитов обеих планет испытывает периодические вариации, отражающие их взаимное гравитационное влияние. Измерение величины этих вариаций позволило определить массу обеих планет, причем с относительно высокой точностью ~8%.
Итак, планета Kepler-36 b имеет массу 4.45 ^+0.33/_-0.27 масс Земли и радиус 1.486 + 0.035 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 7.46 ^+0.74/_-0.59 г/куб.см. Это говорит о преимущественно железокаменном составе данной планеты, подобном составу планет земной группы. Kepler-36 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.1153 + 0.0015 а.е., и делает один оборот за 13.83989 ^+0.00082/_-0.00060 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 978 + 11К (в предположении альбедо, равного 0.30).
Планета Kepler-36 c удалена от своей звезды на 0.1283 + 0.0016 а.е. Ее масса оценивается в 8.08 ^+0.60/_-0.46 масс Земли, радиус - в 3.679 + 0.054 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 0.89 ^+0.07/_-0.05 г/куб.см. Если Kepler-36 b - явная суперземля, то Kepler-36 c - легкий нептун, состоящий в основном из льдов и окруженный заметной водородно-гелиевой атмосферой. Планета делает один оборот вокруг своей звезды за 16.23855 ^+0.00038/_-0.00054 земных суток, ее эффективная температура оценивается в 928 + 10К.

Kepker-36 b (внизу) и Kepler-36 c (вверху) на плоскости Масса-Радиус. Красными овалами показаны области параметров с достоверностью 68% и 95%. Также показаны планеты Солнечной системы (отмечены первыми буквами своего имени) и другие транзитные экзопланеты: голубыми крестами - планеты системы Kepler-11, розовым крестом - планета Kepler-18 b, коричневым - GJ 1214 b, малиновым - CoRoT-7 b, оранжевым - Cancri 55 e, серыми - планеты Kepler-20 b и с. Пунктирными серыми линиями показаны теоретические модели для чисто железных планет, землеподобных, чисто каменных, 50:50 каменно-ледяных, а также планет с водородно-гелиевой атмосферой, которая составляет 5 и 10% массы

Из-за близости своих орбит обе планеты испытывают сильное взаимное влияние. Численное моделирование системы Kepler-36, проведенное другим коллективом ученых, привело к парадоксальному выводу - несмотря на низкие эксцентриситеты, орбиты обеих планет являются хаотическими, т.е. положение планет принципиально непредсказуемо на временах больше ~10 лет. Кроме того, оказалось, что они связаны орбитальным резонансом высокого порядка 26:34. Только в 4.5% случаев интегрирование системы показывало ее устойчивость на временах, превышающих 200 млн. лет. Возможно, мы застали систему Kepler-36 в момент быстрой динамической эволюции.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.4718v1.pdf
http://arxiv.org/pdf/1206.4695.pdf

 

19 июня 2012
Планета HD 156846 b оказалась маломассивной звездой

Анализ астрометрических данных, полученных спутником Гиппарх, позволил оценить наклон орбит 310 планетных кандидатов, обнаруженных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Как оказалось, орбита объекта HD 156846 b расположена к нам практически плашмя, и его истинная масса многократно превышает минимальную массу, составляющую 10.5 масс Юпитера. Согласно астрометрическим измерениям, истинная масса HD 156846 b оценивается примерно в 263 (но не больше 661) масс Юпитера, т.е. данный объект является маломассивной звездой.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1101.2227v1.pdf

 

14 июня 2012
KELT-2A b: планета, обнаруженная 7-сантиметровым телескопом

Внесолнечные планетные системы иногда обнаруживают наблюдательными средствами, изумляющими своей скромностью. Так, 7 июня 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья от проекта KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope = Тысячеградусный экстремально маленький телескоп), посвященная открытию транзитного горячего гиганта у сравнительно яркой звезды HD 42176. Апертура телескопа, обнаружившего новую планету, составляет всего 71 мм!
Обзор KELT стартовал в октябре 2004 года на обсерватории имени Ирвина Винера в Аризоне (Irvin M. Winer Memorial Mobile Observatory). Он основан на работе маленького автоматического телескопа, который может находиться в широкоугольном или узкоугольном наблюдательном режимах. В широкоугольном режиме апертура линзы составляет всего 42 мм! В этом случае камера формирует изображение участка неба размером 26х26 градусов с разрешением 23 угловых секунды на пиксель. В узкоугольном режиме апертура линзы составляет 71 мм, наблюдается участок небесной сферы размером 10.8х10.8 градусов, а разрешение увеличивается до 9.5 угловых секунд на пиксель. Обзор направлен на поиск транзитов у сравнительно ярких звезд (8-10 видимой звездной величины).
Что можно сделать такими скромными средствами? Как оказалось, кое-что можно. К настоящему моменту KELT обнаружил транзитный коричневый карлик массой 27 масс Юпитера у F-звезды (KELT-1 b) и транзитный горячий юпитер KELT-2A b у звезды HD 42176.
Звезда HD 42176 (HIP 29301) - широкая пара, состоящая из яркой звезды спектрального класса F7 V и оранжевого карлика спектрального класса K2 V. На небесной сфере эти звезды разделены угловым расстоянием 2.3 угловых секунд, что соответствует линейному расстоянию около 300 а.е. Звезды демонстрируют общее собственное движение и, скорее всего, являются физически связанными. Планета KELT-2A b вращается вокруг более яркого компонента.
Масса звезды KELT-2A (HD 42176) оценивается в 1.31 + 0.03 солнечных масс, радиус - в 1.84 ^+0.09/_-0.07 солнечных радиусов, светимость близка к 4.3 солнечных. Она совсем недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 3.85-3.88 млрд. лет.
Масса планеты KELT-2A b составляет 1.49 + 0.09 масс Юпитера, радиус - 1.31 + 0.08 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.055 + 0.0004 а.е. (примерно 6.4 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.185 + 0.085, и делает один оборот за 4.11379 + 0.00001 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1716 + 39К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/0704.0460v2.pdf
http://arxiv.org/pdf/1206.1592v1.pdf

 

12 июня 2012
Новый глобальный транзитный обзор HATSouth

Громкий успех наземных транзитных обзоров, основанных на работе автоматических телескопов с небольшой апертурой и широким полем зрения (таких, как SuperWASP и HATNet), побуждает включаться в гонку за экзопланетными открытиями все новые и новые группы исследователей. Сравнительная дешевизна необходимого оборудования (несравнимая со стоимостью космических телескопов) позволяет вести поиск транзитных экзопланет даже таким небольшим странам, как Катар (так, проект Qatar Exoplanet Survey уже обнаружил две планетные системы). Одним из новых амбициозных проектов по наземному поиску внесолнечных планет является HATSouth.
Обзор HATSouth основан на работе трех комплексов автоматических телескопов, расположенных в Чили, Намибии и Австралии. Каждый комплекс представляет собой связку из четырех 18-сантиметровых телескопов с общим полем зрения 8.2х8.2 градусов. Разрешение CCD-камер составляет 3.7 угловых секунд на пиксель, их чувствительность позволяет фиксировать звезды до 18.5 видимой звездной величины. Широкий разброс по долготе позволяет вести круглосуточное наблюдение за выбранным звездным полем (когда над одним из автоматических комплексов восходит солнце, эстафету подхватывает другой комплекс).

Комплекс из четырех телескопов на обсерватории Siding Spring (Австралия) - один из трех.

Разумеется, наземное расположение телескопов накладывает сильные ограничения на возможности нового обзора. Из ~140 транзитных экзопланет, подтвержденных методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, только 13 имеют массу ниже 0.1 масс Юпитера, и только 12 - периоды больше 10 суток. Из-за влияния беспокойной земной атмосферы слабые транзитные сигналы небольших планет остаются не обнаруженными. Авторы нового обзора отдают себе в этом отчет и прилагают усилия к тому, чтобы хоть как-то исправить ситуацию. Так, круглосуточные наблюдения за выбранным звездным полем позволят обнаруживать транзитные планеты с периодом до 15-20 суток, а наблюдения в спектральной полосе R (красные лучи) - транзитные планеты у К и М-карликов. Отнаблюдав 12 площадок по 8.2х8.2 градусов (каждая площадка будет наблюдаться около 2 месяцев), авторы надеются обнаружить около 30 транзитных планет, причем ~1 из них будет с радиусом, меньшим 0.7 радиусов Юпитера, а ~6 - с периодами, большими 10 земных суток. Особые надежды авторы обзора возлагают на наблюдения средних и поздних красных карликов: по их расчетам, HATSouth способен обнаружить транзитную суперземлю в обитаемой зоне М5-звезды (масса ~0.21 солнечных масс, радиус ~0.27 солнечных радиусов) - если повезет, конечно.
Если правильно раскинуть сети, улов не заставит себя долго ждать. 7 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная первой планете, открытой в рамках обзора HATSouth. Им оказался горячий юпитер HATS-1 b.

Солнцеподобная звезда HATS-1 (GSC 6652-00186) удалена от нас на 303 ⁺³⁸/_-23 пк. Ее масса оценивается в 0.986 + 0.054 солнечных масс, радиус - в 1.038 ^+0.128/_-0.075 солнечных радиусов, светимость - в 1.10 ^+0.33/_-0.18 солнечных светимостей. Возраст системы оценивается в 6 + 2.8 млрд. лет.
Истинная масса планеты HATS-1 b - 1.86 ^+0.26/_-0.19 масс Юпитера, радиус - 1.3 ^+0.16/_-0.1 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 1.03 + 0.25 г/куб.см и второй космической скорости около 72 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.0444 + 0.0008 а.е. (~9.2 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.12 + 0.09, и делает один оборот за 3.446459 + 0.000004 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 1359 ⁺⁸⁹/_-59K.
Нет никаких сомнений, что обзор HATSouth еще порадует нас интересными открытиями.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.1391v1.pdf
http://arxiv.org/pdf/1206.1524v1.pdf

 

11 июня 2012
Два новых транзитных горячих гиганта от SuperWASP

6 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитных планет WASP-78 b и WASP-79 b.
Обзор SuperWASP основан на работе двух комплексов автоматических телескопов, один из которых расположен в южной Африке, а второй - на Канарских островах. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают кривые блеска десятков тысяч звезд 9-13 видимой звездной величины с целью поиска транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска звезд, вызванных прохождением планет по их дискам. Из-за влияния земной атмосферы SuperWASP (как и другие наземные обзоры) обнаруживает в подавляющем большинстве случаев только транзитные горячие гиганты - транзитные сигналы более мелких планет оказываются полностью замытыми.

Звезда WASP-78 (TYC 5889-271-1) удалена от нас на 550 + 120 пк. Ее спектральный класс F8, масса оценивается в 2.02 + 0.09 солнечных масс, радиус - в 2.31 + 0.04 солнечных радиусов, светимость достигает 6.6 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2.2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная (не минимальная!) масса планеты WASP-78 b составляет 1.16 + 0.1 масс Юпитера, радиус - 1.75 + 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.29 + 0.027 г/куб.см и второй космической скорости около 49 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0415 + 0.0006 а.е. и делает один оборот за 2.1751766 + 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценили ее эффективную температуру в 2390 + 50 K.

Звезда WASP-79 (CD-30 1812) удалена от нас на 240 + 50 пк. Ее спектральный класс F3 (это одна из самых горячих звезд, около которых обнаружены транзитные планеты!), масса равна 1.56 + 0.09 масс Солнца, радиус - 1.64 + 0.08 радиусов Солнца, светимость близка к 4.6 солнечным. Судя по заметному количеству лития в ее составе, звезда еще довольно молода - ее возраст оценивается в 500 млн. лет.
Истинная масса планеты WASP-79 b составляет 0.90 + 0.09 масс Юпитера, радиус - 1.70 + 0.11 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.24 + 0.05 г/куб.см и второй космической скорости около 44 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0539 + 0.0009 а.е. и делает один оборот за 3.662382 + 0.000005 земных суток. Авторы открытия оценили температуру планеты в 1770 + 50 К.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.1177v1.pdf

 

9 июня 2012
Доля ложных кандидатов среди транзитных кандидатов Кеплера достигает 35%

Группа европейских астрономов провела проверку 46 транзитных кандидатов Кеплера методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Измерения проводились с помощью спектрографа SOPHIE на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Observatoire de Haute-Provence). Для проверки были отобраны кандидаты с глубиной транзита больше 0.4% и орбитальными периодами короче 25 суток у звезд ярче +14.7 видимой звездной величины, т.е. горячие юпитеры.
Что же выяснилось? Двадцать транзитных кандидатов действительно оказались планетами, один - коричневым карликом, еще один - очень маломассивной звездой. Для 13 кандидатов данных оказалось недостаточно, чтобы сделать какой-нибудь определенный вывод. Но 11 кандидатов оказались ложными - фактически, транзитную кривую блеска имитировали другие физические процессы, не имеющие к транзитным планетам никакого отношения. В половине случаев это были затменно-переменные звезды заднего фона, расположенные на малом угловом расстоянии от наблюдаемой звезды, в половине - т.н. "скользящие транзиты" двух звезд (когда одна звезда затмевает другую только краешком).
Авторы исследования оценили долю ложных кандидатов среди транзитных кандидатов Кеплера в 34.8 + 6.5%. Для более долгопериодических транзитных кандидатов с периодами от 10 до 200 земных суток эта доля может оказаться еще выше - до 40%. Ранее давались совсем другие оценки числа ложных кандидатов среди транзитных кандидатов Кеплера - не более 5%.

Левая диаграмма показывает распределение 46 транзитных кандидатов Кеплера по классам: красный сектор обозначает планеты, фиолетовый - коричневый карлик и М-звезду, черный - скользящие транзиты, синий - затменно-переменные двойные фона, и зеленый - объекты, чья природа пока неизвестна. Правая диаграмма показывает аналогичное распределение, сделанное в предположении, что в составе неизвестных объектов (зеленый сектор) доля планет и затменно-двойных фона такая же, как и среди известных объектов.

Означает ли это, что статистическим оценкам распространенности планетных систем, полученных по результатам Кеплера, нельзя доверять? Нет, не означает. Европейские астрономы изучали горячие юпитеры, а горячие юпитеры - известная "группа риска" для транзитных поисков. Из-за близости физических размеров горячих юпитеров, коричневых карликов и маломассивных М-звезд доля ложных открытий в этой области размеров транзитных кандидатов наиболее велика. Также здесь наиболее велика доля скользящих транзитов двух звезд, имитирующих транзитный сигнал планеты-гиганта.
Для кандидатов небольших размеров (нептунов и суперземель) доля возможных ошибок (и, соответственно, число ложных кандидатов) будет в несколько раз меньше. Так, транзитную кривую нептуна или суперземли мог бы имитировать проход по диску звезды холодного белого карлика (некоторые из них имеют температуру фотосферы ниже 3 тыс. градусов, что сравнимо с температурами наиболее горячих планет), но такие звезды редки. Обычно белые карлики гораздо горячее, и их спектр легко идентифицируется в составном спектре звездной системы. Доля скользящих транзитов среди неглубоких транзитных сигналов, соответствующих нептунам и суперземлям, также мала. Единственным источником ошибок остаются затменно-переменные двойные заднего фона, но их можно исключить с помощью глубоких снимков ближайших окрестностей выбранной звезды.
Наконец, многопланетные системы Кеплера остаются истинными практически все, поскольку вероятность случайного наложения нескольких ложных транзитных сигналов на одну звезду является исчезающее малой.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1206.0601v2.pdf

 

7 июня 2012
За снеговой линией: новый гигант у К-звезды

Микролинзирование - уникальный метод, дающий возможность обнаруживать холодные планеты на широких орбитах (и даже свободно плавающие планеты, не принадлежащие ни одной звезде). Он позволяет "прощупать" область планетных параметров, пока недоступных для других методов поиска экзопланет - таких, как метод измерения лучевых скоростей или транзитный метод.
Согласно доминирующей сейчас гипотезе "аккреции на ядро" планеты-гиганты образуются за так называемой "снеговой линией" - в области протопланетного диска, где температура падает достаточно для того, чтобы водяной пар сконденсировался в ледяные пылинки. Это приводит к резкому (в несколько раз) повышению плотности пыли относительно более близких к звезде и более горячих областей диска и аггломерации этой пыли в т.н. "планетные эмбрионы" - ядра будущих планет-гигантов. Согласно гипотезе "аккреции на ядро" все гиганты, находящиеся сейчас на тесных орбитах (в том числе и горячие юпитеры), не образовались там изначально, а попали туда или в результате миграции в протопланетном диске, или в результате планет-планетного рассеяния и последующего скругления орбит приливными силами. Для проверки гипотезы "аккреции на ядро" изучение планет за снеговой линией представляет особый интерес.
К сожалению, планеты на широких орбитах почти недоступны для транзитного метода и требуют десятков лет наблюдений для метода измерения лучевых скоростей родительских звезд. На данный момент только метод микролинзирования позволяет находить холодные планеты далеко за снеговой линией.

29 мая 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья огромного коллектива авторов (одно перечисление имен занимает 3 страницы!) об открытии планеты-гиганта у далекой К-звезды. Событие микролинзирования MOA 2010-BLG-477L было замечено еще 2 августа 2010 года на 1.8-метровом телескопе, расположенном в Новой Зеландии. К наблюдениям немедленно подключились другие телескопы, входящие в сети MOA, OGLE, Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET), Microlensing Follow-Up Network (мюFUN), RoboNet и Microlensing Network for the Detection of Small Terrestrial Exoplanets (MiNDSTEp). В максимуме блеск фоновой звезды усилился почти в 400 раз!
Проведя тщательный анализ кривой блеска, авторы открытия нашли, что линзой явилась планетная система, удаленная от нас на 2.3 + 0.6 кпк. Масса родительской звезды оценивается в 0.67 ^+0.33/_-0.13 солнечных масс (т.е., скорее всего, она является оранжевым карликом спектрального класса К). Отношение массы планеты к массе звезды оказалось равным (2.181 + 0.004)ћ10^-3, что приводит к массе планеты 1.5 ^+0.8/_-0.3 масс Юпитера. Проекция на небесную сферу расстояния между планетой и звездой составило 2 ⁺³/_-1 а.е.
С открытием планеты MOA 2010-BLG-477L b количество планет, обнаруженных методом микролинзирования, достигло шестнадцати.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.6323v1.pdf

 

5 июня 2012
Новые аналоги Юпитера: HD 150706 b, HD 222155 b и HD 24040 b

Женевская группа опубликовала результаты 15-летнего мониторинга лучевой скорости нескольких солнцеподобных звезд. Наблюдения велись с 1993 года на 1.93-метровом телескопе обсерватории Haute-Provence сначала (до 2006 года) с помощью спектрографа ELODIE, потом с помощью более точного спектрографа SOPHIE. Долгие ряды наблюдений позволили авторам обнаружить планеты-гиганты на широких орбитах, подобных орбите Юпитера.
Открытие аналогов Юпитера является первым шагом на пути открытия аналогов Солнечной системы, т.е. планетных систем, где гиганты расположены на широких слабоэллиптичных орбитах, а на более тесных орбитах - планеты земного типа.

Звезда HD 150706 удалена от нас на 28.2 + 0.3 пк. Ее спектральный класс G0 V, масса оценивается в 1.17 + 0.12 солнечных масс, светимость всего на 4% превышает светимость Солнца. Звезда отличается умеренной активностью и сравнительно небольшим возрастом (по разным оценкам от 1.16 до 2.3 млрд. лет).
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 150706 b оценивается в 2.71 ^+1.14/_-0.66 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 6.7 ^+4.0/_-1.4 а.е. и эксцентриситетом 0.38 ^+0.28/_-0.32, и делает один оборот за 5894 ⁺⁵⁵⁸⁴/_-1498 земных суток. Вполне возможно, что на самом деле доплеровский сигнал является суперпозицией двух планет (причем внешняя находится на еще более широкой орбите). Так это или нет, помогут выяснить дальнейшие наблюдения.

HD 222155 - слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 49.1 + 1.5 пк. Ее масса составляет 1.13 + 0.11 солнечных масс, радиус достигает 1.67 + 0.07 солнечных радиусов, возраст оценивается в 8.2 + 0.7 млрд. лет.
Рядом с HD 222155 обнаружена планета-гигант с минимальной массой 1.90 ^+0.67/_-0.53 масс Юпитера на орбите с большой полуосью 5.1 + 0.7 а.е. и эксцентриситетом 0.16 + 0.27 (т.е. не исключается и круговая орбита), орбитальный период - 3999 ⁺⁴⁶⁹/_-541 земных суток. Температурный режим новой планеты близок к температурному режиму Главного пояса астероидов в Солнечной системе.

Наконец, звезда HD 24040 удалена от нас на 46.5 + 2.3 пк. Ее спектральный класс G0, масса оценивается в 1.18 солнечных масс, светимость близка к 1.77 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 1.6 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 6.7 + 1.5 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 24040 b достигает 4.0 + 0.5 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 4.9 + 0.4 а.е. и делает один оборот за 3668 + 170 земных суток. Температурный режим планеты также близок к температурному режиму Главного пояса астероидов.

Многопланетные системы, в которых большие полуоси орбит некоторых планет достигают 4 а.е. Размер кружков пропорционален минимальной массе планет (в логарифмической шкале).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.5835v1.pdf

 

4 июня 2012
Третья планета в системе HD 204313

Международная группа астрономов опубликовала результаты 8-летних наблюдений звезды HD 204313 на 2.7-метровом телескопе им. Харлана Смита (Harlan J. Smith Telescope). Ученые обнаружили, что в системе HD 204313 есть еще одна планета-гигант, находящаяся с уже известной планетой HD 204313 b в орбитальном резонансе 3:2.

Звезда HD 204313 удалена от нас на 47.4 + 1.4 пк. Ее спектральный класс G5 V, масса оценивается в 1.05 + 0.03 масс Солнца, светимость на 19% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
В 2009 году рядом с HD 204313 была обнаружена планета-гигант HD 204313 b с минимальной массой (параметром m sin i) 4.05 + 0.17 масс Юпитера, вращающейся вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 3.08 + 0.06 а.е. и эксцентриситетом 0.13 + 0.02. В 2011 году в системе был открыт очень теплый нептун с минимальной массой 17 + 2 земных масс и орбитальным периодом 34.9 земных суток. Обе планеты были обнаружены методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

С июля 2003 года по июнь 2011 года лучевая скорость звезды регулярно замерялась на 2.7-метровом телескопе им. Харлана Смита на обсерватории МакДональд с точностью около 5.5 м/сек. Поскольку разница между единичными замерами лучевой скорости звезды и кеплеровской моделью, описывающей уже известные планеты, иногда достигала 11 м/сек, авторы открытия заподозрили наличие в системе HD 204313 еще одной планеты. Тщательный анализ данных позволил определить ее свойства, а также привел к некоторому пересмотру свойств уже известной планеты HD 204313 b.
Итак, минимальная масса планеты HD 204313 d оценивается в 1.68 + 0.3 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 3.93 + 0.14 а.е. и эксцентриситетом 0.28 + 0.09, и делает один оборот за 2832 + 150 земных суток. Температурный режим новой планеты примерно соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов в Солнечной системе.
С учетом новой планеты минимальная масса планеты HD 204313 b уменьшилась до 3.55 + 0.2 масс Юпитера, большая полуось почти не изменилась, а эксцентриситет оказался равен 0.23 + 0.04. Орбиты планет почти соприкасаются! Динамическую устойчивость этой системе придает орбитальный резонанс 3:2, в результате которого планеты никогда не сближаются слишком сильно. Интересно, что при небольшом отклонении от резонанса система планет b и d становится резко неустойчивой и разрушается буквально в течение нескольких столетий (планеты или сталкиваются, или одна из них падает на звезду, или улетает прочь из системы).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.3689v1.pdf

 

31 мая 2012
Распространенность планет-гигантов у низкометалличных звезд

Как известно, распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с количеством тяжелых элементов, содержащихся в родительской звезде (чем выше металличность данной звезды, тем больше вероятность того, что рядом с ней будет обнаружена планета-гигант). Поэтому для поиска внесолнечных планет-гигантов обычно отбирают высокометалличные звезды. Однако важно знать и распространенность массивных планет рядом со звездами, бедными тяжелыми элементами. Есть ли критическая металличность звезд, ниже которой планеты-гиганты вообще не образуются? Или для звезд, бедных тяжелыми элементами, зависимость распространенности планет-гигантов от металличности становится плоской?

16 мая 2012 года в Архиве электронных препринтов появился обзор членов Женевской группы, посвященный частоте встречаемости планет-гигантов у низкометалличных звезд. С октября 2003 по июль 2010 года они мониторили лучевые скорости 104 низкометалличных (-1.5 < [Fe/H] < -0.5) звезд с помощью спектрографа HARPS (при этом 16 из них оказались двойными, активными, и т.п., и были исключены из программы наблюдений; осталось 88 звезд). Точность измерения лучевых скоростей составила 1-2.5 м/сек. Кроме того, швейцарские астрономы воспользовались работой своих коллег, проводивших аналогичные наблюдения на обсерватории Кека с помощью спектрографа HIRES. Там с 2003 по 2006 годы измерялись лучевые скорости 160 низкометалличных звезд с точностью около 9 м/сек.
В первом обзоре были обнаружены 3 планеты-гиганта и еще одна была заподозрена, во втором обзоре ничего найти не удалось. Опираясь на эти результаты, швейцарские астрономы делают следующие оценки.
1. Поскольку ни одного горячего юпитера найдено не было, на их количество наложен только верхний предел в 1% (формально - 0.37 ^+0.6/_-0.4%).
2. В целом для звезд с металличностью в интервале от -1.5 до -0.5 получена распространенность гигантов (т.е. планет с массой больше 50 земных) в 2.63 ^+2.5/_-0.8% (для периодов короче 1800 суток).
3. Однако все три планеты, обнаруженные швейцарцами, были найдены у звезд с металличностью [Fe/H] > -0.7, и ни одной - у звезд с [Fe/H] < -0.7. Соответственно, авторы статьи делают вывод, что частота планет-гигантов с периодами до 1800 суток у звезд с металличностью -0.5 - -0.7 составляет 4.5 ⁺⁴/_-1.4%, а у звезд с металличностью меньше -0.7 - меньше 2.63%.
Авторы статьи идут дальше и предполагают, что у звезд с металличностью ниже -0.7 (т.е. при содержании тяжелых элементов, более чем в 5 раз более низком, чем на Солнце) планеты-гиганты вообще не образуются. Однако наличие планет-гигантов у звезд HIP 13044 ([Fe/H] = -2.09) и HD 16031 ([Fe/H] = -1.9) говорит о том, что и у этого правила есть исключения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.3723v1.pdf

 

29 мая 2012
Новые планеты в системе HD 142

Все чаще и чаще новые планеты открываются в уже известных планетных системах. В этом нет ничего удивительного: вещество протяженного протопланетного диска естественным образом конденсируется в несколько планет, а не в одну-единственную, и, обнаружив около какой-нибудь звезды одну планету, мы праве ожидать, что там есть и другие, пока не открытые. Как правило, сначала обнаруживаются самые заметные планеты системы - наиболее массивные и находящиеся на сравнительно тесных орбитах, т.е. планеты, которые сильнее всего влияют на лучевую скорость своей звезды. В дальнейшем, с увеличением точности измерений и продолжительности периода наблюдений, мы можем видеть как менее массивные планеты, так и планеты, находящиеся на более широких орбитах.
Именно это произошло с системой HD 142.

HD 142 (HIP 522, HR 6) - солнцеподобная звезда спектрального класса G1 IV (по другим данным - F7 V). Ее масса оценивается в 1.15 + 0.1 солнечных масс, светимость - в 2.9 светимостей Солнца. Возраст звезды составляет 5.93 млрд. лет, металличность близка к солнечной. Система удалена от нас на 25.7 + 0.2 пк.
Еще в 2001 году рядом со звездой HD 142 была обнаружена планета-гигант HD 142 b с минимальной массой (параметром m sin i) 1.03 + 0.19 масс Юпитера. Планета вращалась вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 1 + 0.1 а.е. и эксцентриситетом 0.37, и делала один оборот примерно за 339 земных суток.
Наблюдения за звездой были продолжены в рамках Англо-Австралийского планетного обзора (The Anglo-Australian Planet Search). В течение 5067 суток (почти 14-ти лет!) было сделано 82 замера лучевой скорости HD 142. Авторы открытия оценили акустический шум звезды в 4.5 м/сек. Поскольку разница между единичными значениями лучевой скорости звезды и кеплеровской кривой, описывающей однопланетное решение, иногда достигала 31 м/сек, австралийские астрономы пришли к выводу о наличии в этой системе одной или нескольких дополнительных планет.
В результате тщательного анализа данных они обнаружили одну массивную планету на широкой орбите и заподозрили наличие еще одной, менее массивной. Параметры уже известной планеты HD 142 b также оказались пересмотрены - так, эксцентриситет ее орбиты уменьшился с 0.37 до 0.17 + 0.06! Замечу, что это далеко не первый случай в истории изучения внесолнечных планетных систем. Очень часто суперпозиция влияния двух планет на слабоэллиптичных орбитах при недостаточном количестве замеров лучевой скорости звезды и/или малой длительности наблюдений выглядит как влияние одной планеты на орбите со средним (~0.3-0.4) эксцентриситетом. Чтобы разделить эти два варианта (одиночная планета с высоким эксцентриситетом или две планеты с малым), необходимы длительные и частые ряды наблюдений.
Итак, вторая планета в системе HD 142 - массивная планета-гигант. Ее минимальная масса оценивается в 5.3 + 0.7 масс Юпитера, большая полуось орбиты достигает 6.8 а.е., орбитальный период составляет 6005 + 477 земных суток. Широкая орбита и умеренный эксцентриситет (~0.21) делает HD 142 c похожей на планеты-гиганты Солнечной системы. Температурный режим новой планеты довольно близок к температурному режиму Юпитера.
Параметры третьей (внутренней) планеты пока определены плохо, и планета имеет статус неподтвержденной. Ее масса очень неуверенно оценивается в 0.30 + 0.15 масс Юпитера, орбитальный период - в 108.4 земных суток. Ее физические и орбитальные параметры будут уточнены с помощью дальнейших наблюдений.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.2765v2.pdf

 

21 мая 2012
Вторая планета в системе HD 159868

Самым эффективным методом поиска внесолнечных планет на сегодня является метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Он основан на том, что, строго говоря, не планета вращается вокруг звезды, а и звезда, и планета вращаются вокруг общего центра масс, а в случае нескольких планет - вокруг барицентра системы. Важным недостатком этого метода является то, что мы видим динамическую реакцию звезды на всю планетную систему сразу, а не на каждую планету по отдельности. Иначе говоря, движение звезды вокруг барицентра определяется наложением сразу нескольких колебаний с разными амплитудами и фазами, и часто нужны длительные и частые ряды наблюдений, чтобы правильно "расплести" эти колебания, отделив влияние одной планеты от влияния другой. В случае, когда замеров недостаточно, легко можно спутать суперпозицию влияния двух планет с влиянием одной на эксцентричной орбите.
Именно такой случай произошел с планетной системой HD 159868.

Звезда HD 159868 удалена от Солнца на 52.7 пк. Ее спектральный класс - G5, масса оценивается в 1.09 масс Солнца, светимость достигает почти 3 светимостей Солнца. По-видимому, звезда уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Возраст звезды оценивается в 8.1 млрд. лет.
В 2007 году рядом с HD 159868 была обнаружена планета-гигант HD 159868 b с минимальной массой (параметром m sin i) 1.7 + 0.3 масс Юпитера, вращающаяся вокруг своей звезды по высокоэксцентричной орбите с большой полуосью 2 + 0.3 а.е. и эксцентриситетом 0.69. Период HD 159868 b оценивался в 986 + 9 земных суток. Однако отличия экспериментальных точек (единичных замеров лучевой скорости звезды) от аппроксимирующей их кеплеровской кривой достигали 8.4 м/сек, что говорило о том, что в этой системе не все так просто. Продолжив наблюдения и увеличив число замеров вдвое, авторы открытия обнаружили, что отличия только растут (и достигают уже 15.8 м/сек!) Таким образом, стало ясно, что единичной кеплеровской кривой данные наблюдений не описать, и что в системе явно присутствует по крайней мере еще одна планета.
Проведя тщательный анализ данных, астрономы пришли к выводу, что ее минимальная масса равна 0.73 + 0.05 масс Юпитера, орбита слабоэллиптическая с большой полуосью 1.00 + 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.15 + 0.05, а орбитальный период составляет 352.3 + 1.3 земных суток. Учет влияния внутренней планеты HD 159868 c самым драматическим образом повлиял на эксцентриситет планеты HD 159868 b - с 0.69 он уменьшился до 0.01 + 0.03! Также оказались несколько скорректированы данные о массе, периоде и большой полуоси орбиты. Согласно новым данным, минимальная масса планеты b составляет 2.1 + 0.1 масс Юпитера, орбитальный период увеличился до 1178 + 9 земных суток, большая полуось орбиты - до 2.25 + 0.03 а.е.
Температурный режим внутренней планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры, температурный режим внешней планеты - близок к температурному режиму Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми - бурная геологическая активность в результате рассеяния приливной энергии отчасти скомпенсирует недостаток освещенности.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.2765v2.pdf

 

18 мая 2012
Два новых транзитных горячих сатурна от SuperWASP

SuperWASP - самый успешный наземный обзор, посвященный поиску экзопланет транзитным методом. Он основан на работе 8 автоматических 11-сантиметровых телескопов, часть из которых расположена на Канарских островах, а часть - в южной Африке. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают фотометрию сотен тысяч звезд с целью поиска транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска звезды, вызванных прохождением планеты по ее диску. К настоящему моменту в рамках этого обзора открыто около семи десятков экзопланет, большей частью - горячих юпитеров.

15 мая 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья английских и швейцарских астрономов об открытии двух транзитных горячих гигантов WASP-42 b и WASP-49 b.
Звезда WASP-42 удалена от нас на 160 + 40 пк. Это оранжевый карлик спектрального класса K1 V, чья масса оценивается в 0.88 + 0.08 солнечных масс, радиус - в 0.85 + 0.035 солнечных радиусов, светимость близка к 0.47 солнечных.
Истинная (не минимальная) масса планеты WASP-42 b составляет 0.5 + 0.035 масс Юпитера, радиус - 1.08 + 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.53 ^+0.07/_-0.06 г/куб.см и второй космической скорости около 41 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.055 + 0.002 а.е. (~13.65 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.06 + 0.01, и делает один оборот за 4.981688 + 0.000007 земных суток. Авторы открытия оценили эффективную температуру планеты в 995 + 34К.

WASP-49 - солнцеподобная звезда спектрального класса G6 V, удаленная от нас на 170 + 20 пк. Ее масса оценивается в 0.94 + 0.08 солнечных масс, радиус - в 0.97 + 0.03 солнечных радиусов, светимость близка к 0.84 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
Истинная масса планеты WASP-49 b составляет 0.38 + 0.03 масс Юпитера, радиус - 1.115 + 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.36 + 0.04 г/куб.см и второй космической скорости около 35 км/сек. Этот горячий сатурн вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.038 + 0.001 а.е (8.35 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.781739 + 0.000006 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1369 + 39К.

Планеты WASP-42 b и WASP-49 b на плоскости "масса - радиус". Показаны транзитные планеты с периодами короче 20 суток. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности - 0.25, 0.5 и 1 плотностей Юпитера (1.33 г/куб.см).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.2757v1.pdf

 

17 мая 2012
KOI-152: трехпланетная система с орбитальным резонансом 4:2:1

15 мая 2012 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две научные работы, посвященные трехпланетной системе KOI-152. Транзитные планеты в этой системе связаны цепочкой орбитальных резонансов 4:2:1, иначе говоря, пока внешняя планета в этой системе делает один оборот вокруг звезды, средняя делает два, а внутренняя - четыре. Радиусы планет оцениваются (от внутренней планеты к внешней) в 0.3, 0.31 и 0.58 радиусов Юпитера, т.е. перед нами два нептуна и одна планета переходного типа между нептуном и газовым гигантом.
Авторы одной из представленных работ, китайские астрономы под руководством Су Ванга (Su Wang) подробно рассмотрели возможные пути формирования такой системы и убедительно показали, что все три планеты системы не могли образоваться на своем нынешнем месте, а оказались там в результате совместной миграции в протопланетном диске. Численное моделирование этого процесса привело авторов к выводу, что темп аккреции вещества на звезду в этот момент был уже достаточно низким - около 5 10^-9 солнечных масс в год, а массы планет составляют (считая от внутренней планеты к внешней) 9-15, 9-19 и 20-24 земных масс.
Вторая работа была представлена членами Калифорнийской группы и посвящена подтверждению планетной природы транзитных кандидатов KOI-152 и еще нескольких планетных систем, обнаруженных Кеплером. Американские астрономы рассмотрели и последовательно исключили те физические процессы, которые могут имитировать транзитные сигналы в многопланетной системе (такие, как затменно-переменные двойные фона и др.), и оценили массы планет в этой системе (от внутренней планеты к внешней) как 9-30, 9-30 и 20-100 земных масс. Как мы видим, их оценки более размыты, но при этом полностью согласуются с оценками китайских коллег.
Расстояния от звезды до планет составляют 0.124, 0.199 и 0.305 а.е., все орбиты круговые. С учетом того, что родительская звезда ярче и горячее Солнца (ее масса оценивается в 1.4 солнечных масс, спектральный класс - средний F, температура фотосферы составляет 6500К), все три планеты нагреты гораздо сильнее Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.2431v1.pdf
http://fr.arxiv.org/pdf/1006.2763v2

 

16 мая 2012
Насколько распространены горячие юпитеры?

Насколько часто встречаются в космосе горячие юпитеры? Этот вопрос не так-то прост. С одной стороны, среди более чем семи сотен известных к настоящему моменту внесолнечных планет количество горячих юпитеров составляет более двухсот. С другой стороны, многие методы поиска экзопланет наиболее чувствительны именно к массивным планетам на тесных орбитах (так, наземные транзитные обзоры открывают почти исключительно горячие юпитеры). Чтобы разобраться в этом вопросе, Калифорнийская группа подвела итог своим наблюдениям экзопланет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, сделанным ими за последние 24 года (Калифорнийский планетный обзор начал свою работу в 1988 году на Ликской обсерватории и с 1995 года продолжается на обсерватории им. Кека).
Как оказалось, горячие юпитеры - довольно редкий тип планет. По данным Калифорнийской группы, только 1.2 + 0.38% FGK-звезд имеют рядом с собой планеты с массой больше 0.1 масс Юпитера (32 масс Земли) и орбитальным периодом короче 10 суток. Схожие цифры получила Женевская группа. Согласно данным швейцарских астрономов, только 0.89 + 0.36% звезд имеют рядом с собой планеты с массой больше 50 масс Земли и орбитальным периодом короче 11 суток, что вполне согласуется с данными американцев.
Однако по данным группы Кеплера, число горячих юпитеров в 2.5 раза меньше - всего 0.5 + 0.1% звезд имеют рядом с собой планеты радиусом 8-32 радиусов Земли с орбитальным периодом короче 10 суток. Надо отметить, что метод лучевых скоростей позволяет определить минимальную массу планеты, но не ее радиус, а транзитный метод - напротив, определяет радиус планеты, но не ее массу, поэтому сравнение данных, полученных обоими методами, представляет собой нетривиальную задачу.
В чем же причина расхождения между числом горячих юпитеров, найденных методом лучевых скоростей и транзитным методом? Астрономы из Калифорнийской группы считают, что главная причина заключается в том, что для поиска планет разными методами отбираются звезды разного возраста, разной металличности и разной степени кратности. Особенно важна разница в металличности. Давно известно, что вероятность обнаружить рядом со звездой планету-гигант сильно зависит от ее металличности, поэтому для поиска планет методом лучевых скоростей астрономы стараются отбирать звезды с высоким содержанием тяжелых элементов. Поэтому у звезд, исследовавшихся Калифорнийской группой, действительно может быть в среднем больше горячих юпитеров, чем у звезд, наблюдаемых Кеплером.
Прояснить этот вопрос помогут дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.2273v1.pdf

 

15 мая 2012
Трехпланетная система KOI-872

Одним из методов поиска внесолнечных планет является так называемый тайминг. Суть этого метода заключается в следующем. Пусть в планетной системе происходит некий строго периодический процесс (это может быть вращение пульсара вокруг своей оси, приводящее к регулярным всплескам радиоизлучения, пульсация белого карлика или транзит по диску звезды одной из планет). В этом случае, измеряя регулярные отклонения периода данного процесса от среднего значения, вызванные гравитационным влиянием неизвестной планеты, можно определить некоторые физические и орбитальные параметры этой планеты. К настоящему моменту методом тайминга открыто 17 планет в 12 планетных системах.
Одним из вариантов метода тайминга является метод тайминга транзитов. Если в системе есть планета, регулярно проходящая по диску своей звезды, то гравитационное влияние второй планеты будет возмущать орбиту первой, приводя к регулярным отклонениям времени наступления транзитов от предвычисленных. Именно такая ситуация наблюдается в планетной системе KOI-872, обнаруженной космическим телескопом им. Кеплера.

Звезда KOI-872 удалена от нас на 857 + 69 пк. Это поздний желтый или ранний оранжевый карлик с температурой фотосферы 5155 + 105К, чья масса оценивается в 0.90 + 0.04 солнечных масс, радиус - в 0.94 + 0.04 солнечных радиусов, а светимость близка к 56% от светимости Солнца. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов - их в 2.5 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 9.9 ^+3.5/_-3.1 млрд. лет.
Звезда демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 6.7667 + 0.0001 и 33.6013 + 0.0002 земных суток, соответствующих планетам с радиусами 1.7 + 0.1 и 9.1 + 0.5 радиусов Земли. Массу первой (внутренней) планеты KOI-872 d измерить пока не удалось, она остается в статусе планетного кандидата. Скорее всего, это горячая суперземля, вращающаяся вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.068 + 0.003 а.е. и нагретая выше 1000К. Вторая транзитная планета - гигант KOI-872 b размером с Сатурн, вращающийся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.197 + 0.003 а.е.
Как оказалось, времена наступления транзитов этой планеты испытывают периодические колебания с амплитудой, достигающей 2 часов. Согласно расчетам ученых из проекта Охотников за экзоспутниками вместе с Кеплером (Hunt for the Exomoons with Kepler), движение планеты b возмущается третьей (нетранзитной) планетой в этой системе. Масса этой планеты оценивается в 0.376 + 0.023 масс Юпитера (еще один сатурн!), она вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптичной орбите с большой полуосью 0.280 + 0.004 а.е. и эксцентриситетом 0.015 + 0.004, и делает один оборот за 57 земных суток. Температурный режим внешней планеты близок к тепловому режиму Меркурия.
Своей компланарностью и почти круговыми орбитами планет система KOI-872 напоминает Солнечную. Однако она гораздо более компактна: внутри 0.28 а.е. проходят орбиты целых трех довольно массивных планет! Почти наверняка в этой системе есть и другие планеты на более широких орбитах, обнаружить которые поможет метод измерения лучевых скоростей родительской звезды или еще более тщательный тайминг транзитов.

Информация получена: http://swri.org/9what/releases/2012/unseen-planet.htm
http://exoplanet.eu/star.php?st=KOI-872

 

11 мая 2012
Обнаружено тепловое излучение от транзитной суперземли 55 Рака е

55 Рака - сравнительно близкая (12.3 + 0.4 пк) и яркая (на пределе видимости видна невооруженным глазом) оранжевая звезда спектрального класса K0 IV-V. Ее масса оценивается в 0.905 + 0.015 солнечных масс, радиус был прямо измерен оптическим интерферометром CHARA и составил 0.943 + 0.01 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст звезды оценивается в 10.2 + 2.5 млрд. лет.
55 Рака обладает богатой планетной системой, в которой к настоящему моменту известно 5 планет. Ближайшей к светилу планетой является горячая суперземля 55 Рака е, открытая в 2004 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. В апреле 2011 года были обнаружены транзиты этой планеты по диску 55 Рака, позволившие измерить истинную массу и радиус этой планеты. Масса 55 Рака е оказалась равной 7.81 + 0.56 масс Земли, радиус - 2.17 + 0.10 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите (верхний предел на эксцентриситет составляет 0.06) на расстоянии всего 0.0156 + 0.0001 а.е. и делает один оборот за 0.736545 земных суток (17 часов 40 минут 37 секунд).
В январе 2012 года космический телескоп им. Спитцера пронаблюдал 4 вторичных минимума (т.е. захода планеты за диск своей звезды) 55 Рака е на волне 4.5 мкм. Небольшое (на уровне 131 + 28 ppm) уменьшение общего блеска системы позволило измерить яркостную температуру дневного полушария этой горячей супреземли. Измеренная температура оказалась равной 2360 + 300К, что почти на 400К выше эффективной температуры 55 Рака е, вычисленной в предположении нулевого альбедо и эффективного переноса тепла на ночную сторону планеты.
Американские астрономы, измерившие тепловое излучение 55 Рака е, предлагают две гипотезы для объяснения этого факта. Или перенос энергии с дневного на ночное полушарие планеты затруднен, и мы видим подзвездное "горячее пятно", или высокая яркостная температура дневного полушария вызвана не тепловым излучением поверхности, а излучением горячего слоя атмосферы (на волнах около 4.5 мкм как раз расположены сильные полосы углекислого и угарного газов, возможно, составляющих значительную долю атмосферы 55 Рака е).
Будущие наблюдения с помощью телескопа им. Джеймса Вебба помогут прояснить этот вопрос.

Планета 55 Рака e с точки зрения художника John Whatmough (кредит изображения: http://www.extrasolar.net/)

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1205.1766v1.pdf

 

10 мая 2012
Горячие юпитеры предпочитают одиночество

Как образуются горячие юпитеры? По этому вопросу пока нет полной ясности. Считается, что планеты-гиганты формируются за так называемой снеговой линией (в той области протопланетного диска, где температура становится достаточно низкой для конденсации водяного пара в ледяные пылинки), а потом мигрируют внутрь системы. В качестве причины миграции может выступать гравитационное взаимодействие с протопланетным диском, когда планета-гигант, рассеивая газ и планетезимали во внешние области планетной системы и отдавая им свой момент, по спирали приближается к своей звезде. Но возможен и другой сценарий - планет-планетное рассеяние, когда два уже сформировавшихся гиганта сильно сближаются друг с другом, гравитационно взаимодействуют и резко возмущают орбиты друг друга. Одна из планет в результате такого взаимодействия может вообще быть выброшена из системы, а вторая - перейти на высокоэллиптическую орбиту с очень низким перицентром (подобную орбите планеты HD 80606 b). Впоследствии такая орбита постепенно скругляется приливными силами, и высокоэксцентричный гигант оказывается на тесной (3-5 суточной) орбите горячего юпитера.
В случае, когда горячий юпитер формируется в результате постепенного соскальзывания на низкую орбиту путем рассеяния планетезималей, в протопланетном диске остается достаточно вещества для формирования других планет (в том числе земного типа). Однако если горячий юпитер образуется в результате планет-планетного рассеяния, он эффективно зачищает пространство вокруг своей звезды от любых других небесных тел.

Группа американских астрономов под руководством Джейсона Стеффена (Jason Steffen) проанализировала данные о 63 транзитных горячих юпитерах, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Ученые искали свидетельства наличия других планет в этих системах - как транзитных, так и не транзитных. Не транзитные (не проходящие по диску своей звезды) планеты можно обнаружить методом тайминга - т.е. регистрируя слабые отклонения времени наступления транзитов горячего юпитера от предвычисленных, вызванные его гравитационным взаимодействием с другой планетой.
Никаких свидетельств наличия других планет в этих системах обнаружить не удалось.
При этом в 30% систем, содержащих транзитные горячие нептуны, и в 10% систем, содержащих "очень теплые юпитеры", дополнительные планеты были обнаружены. Все это свидетельствует в пользу гипотезы образования горячих юпитеров путем планет-планетного рассеяния.

От себя добавлю, что орбиты многих транзитных горячих юпитеров несут на себе явные следы бурной динамической истории этих планет. Так, многие горячие юпитеры вращаются вокруг своих звезд по резко наклонным (полярным и даже ретроградным) орбитам (например, HAT-P-14 b, HAT-P-6 b, HAT-P-7 b), некоторые из них до сих пор имеют высокий эксцентриситет (HD 147506 b, HAT-P-34 b). С другой стороны, известно несколько планетных систем, включающих в себя как горячие юпитеры, так и другие планеты на внешних орбитах, а также горячие юпитеры, вращающиеся в плоскости экватора своей звезды в прямом направлении. Возможно, планеты этого типа образуются по обоим рассмотренным сценариям.

Информация получена: http://www.abc.net.au/science/articles/2012/05/08/3498206.htm?topic=space
http://www.pnas.org/content/early/2012/04/30/1120970109.abstract

 

26 апреля 2012
Семь новых транзитных планет от SuperWASP

Несмотря на то, что небольших планет гораздо больше, чем планет-гигантов (по данным космического телескопа им. Кеплера, число планет обратно пропорционально квадрату их радиуса), наземные транзитные обзоры открывают в основном транзитные планеты-гиганты. Это вызвано влиянием земной атмосферы, "замывающей" слабые транзитные сигналы небольших планет.
Самым успешным наземным обзором является обзор SuperWASP, основанный на работе 8 широкоугольных автоматических телескопов. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают фотометрию сотен тысяч звезд на площади 450 квадратных градусов. В случае обнаружения транзитов (регулярных незначительных ослаблений блеска звезды, вызванных прохождением планеты по ее диску) к наблюдениям подключается спектрограф CORALIE, измеряющий колебания лучевых скоростей "подозрительной" звезды. Точность измерения лучевой скорости зависит от хромосферной активности звезды и составляет обычно от 3 до 16 м/сек.
23 апреля в Архиве электронных препринтов появилась статья группы европейских астрономов, работающих в рамках обзора SuperWASP, об открытии очередных семи транзитных горячих юпитеров WASP-47 b, WASP-55 b, WASP-61 b, WASP-62 b, WASP-63 b, WASP-66 b и WASP-67 b. Их свойства, а также свойства родительских звезд, приведены ниже в таблицах.

Свойства родительских звезд

Звезда	WASP-47	WASP-55	WASP-61	WASP-62	WASP-63	WASP-66	WASP-67
Удаленность, пк	200 + 30	330 + 50	480 + 65	160 + 30	330 + 50	380 + 100	225 + 45
Масса, солнечных масс	1.08 + 0.04	1.01 + 0.04	1.22 + 0.07	1.25 + 0.05	1.32 + 0.05	1.30 + 0.07	0.87 + 0.04
Радиус, солнечных радиусов	1.15 + 0.03	1.06 + 0.03	1.36 + 0.03	1.28 + 0.05	1.88 +0.1/-0.06	1.75 + 0.09	0.87 + 0.04
Спектральный класс	G9 V	G1	F7	F7	G8	F4	K0 V
Светимость, солнечных светимостей	1.01	1.22	2.53	2.21	3.00	5.21	0.50
Металличность [Fe/H]	0.18 + 0.07	-0.20 + 0.08	-0.10 + 0.12	0.04 + 0.06	0.08 + 0.07	-0.31 + 0.10	-0.07 + 0.09

Свойства планет

Планета	WASP-47 b	WASP-55 b	WASP-61 b	WASP-62 b	WASP-63 b	WASP-66 b	WASP-67 b
Масса, масс Юпитера	1.14 + 0.05	0.57 + 0.04	2.06 + 0.17	0.57 + 0.04	0.38 + 0.03	2.32 + 0.13	0.42 + 0.04
Радиус, радиусов Юпитера	1.16 + 0.03	1.31+ 0.04	1.24 + 0.03	1.39 + 0.06	1.43 +0.1/-0.06	1.39 + 0.09	1.4 +0.3/-0.2
Средняя плотность, г/куб.см	0.98 + 0.08	0.35 + 0.04	1.42 + 0.12	0.28 + 0.04	0.17 + 0.03	1.14 +0.23/-0.17	0.21 + 0.11
Период, сут.	4.15914	4.46563	3.85590	4.41195	4.37809	4.08605	4.61442
Большая полуось орбиты, а.е.	0.0520	0.0533	0.0514	0.0567	0.0574	0.0546	0.0517
Эксцентриситет	0	0	0	0	0	0	0
Эффективная температура, К	1220 + 20	1290 + 25	1565 + 35	1440 + 30	1540 + 40	1790 + 60	1040 + 30

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1204.5095v1.pdf

 

20 апреля 2012
В системе HD 10180, возможно, 9 планет

Метод измерения лучевых скоростей родительской звезды до сих пор является лидером в числе открытых им экзопланет. Метод основан на том, что, строго говоря, не планета вращается вокруг своей звезды, а и звезда, и планета вращаются вокруг общего центра масс (в случае нескольких планет - вокруг барицентра системы). Вращение звезды вокруг барицентра приводит к регулярному (и очень малому) смещению линий в ее спектре. Точность измерения лучевых скоростей звезд на самых лучших современных спектрографах (HARPS, HIRES и др.) превышает 1 м/сек, что позволяет открывать планеты с массой вплоть до несколько земных.
В случае, когда вокруг звезды вращается не одна планета, а несколько, смещение линий в спектре звезды приобретает сложный характер. Фактически, звезда одновременно участвует в нескольких колебаниях с разными периодами и фазами. Чтобы аккуратно "расплести" эти колебания и определить параметры планет, применяются сложные математические методы, такие, как Байесов анализ.
Одной из интереснейших планетных систем, открытых данным методом, является система HD 10180. Это единственная компактная многонаселенная система, открытая методом лучевых скоростей, в основном подобные системы обнаруживает космический телескоп им. Кеплера транзитным методом.

Итак, HD 10180 удалена от нас на 39.4 + 1 пк. Эта солнцеподобная звезда спектрального класса G1 V немного ярче и горячее Солнца, ее возраст оценивается в 4.3 + 0.5 млрд. лет.
В 2010 году рядом с этой звездой было обнаружено сразу 6 планет - настоящее ожерелье из суперземель, нептунов и одного сатурна, расположенных на близких к круговым орбитах. Один из нептунов, HD 10180 g с минимальной массой 21.3 земных, вращается как раз в обитаемой зоне, так что жизни в этой системе, скорее всего, нет (разве что у планеты g обнаружится крупный спутник). Почти наверняка в системе есть дополнительные планеты на более широких орбитах - таким образом, по своей населенности система HD 10180 явно превосходит Солнечную.
6 апреля 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья финского астронома Микко Туоми, посвященная Байесовому анализу рядов измерений лучевой скорости звезды HD 10180. Как показал Туоми, 9-планетное решение лучше описывает данные наблюдений, нежели 6-планетное. Впрочем, для подтверждения этого вывода потребуются дополнительные наблюдения.
Одной из дополнительных планет, предложенных Туоми, является HD 10180 b - горячая суперземля на 1.17768-суточной орбите (кстати, ее существование заподозрили еще в 2010 году первооткрыватели остальных шести планет). Минимальная масса HD 10180 b оценивается в 1.35 масс Земли, расстояние между звездой и планетой составляет всего 0.02225 + 0.00035 а.е. (3.34 + 0.05 млн. км). Почти наверняка планета захвачена в резонанс 1:1 и повернута к звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Минимальная масса второй предложенной планеты HD 10180 i составляет 1.91 ^+1.6/_-1.8 земных масс, орбитальный период оценивается в 9.655 земных суток. Эта планета также попадает в диапазон горячих планет - большая полуось ее орбиты составляет 0.090 + 0.004 а.е. Скорее всего, она также повернута к своей звезде только одной стороной.
Третья предложенная планета является массивным аналогом Меркурия в Солнечной системе. Она удалена от своей звезды на 0.33 + 0.02 а.е., ее минимальная масса - 5.1 ^+5.9/_-3 масс Земли, орбитальный период составляет 67.6 + 1 земных суток.

Нет никаких сомнений в том, что наблюдения за этой интереснейшей системой будут продолжены и приведут к новым открытиям.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1204.1254v1.pdf

 

4 апреля 2012
Четырехпланетная транзитная система KOI-730

Если вероятность обнаружить транзитную планету у случайной звезды на поле Кеплера составляет всего 0.6%, то вероятность найти вторую (третью, четвертую, :) транзитную планету, если уже найдена первая, гораздо выше, и достигает 17.7%. Это вызвано тем, что многие планетные системы, обнаруженные космическим телескопом им. Кеплера, являются компланарными (орбиты планет находятся примерно в одной плоскости). В этом случае, увидев транзит одной планеты, мы закономерно увидим и транзит второй, третьей, и т.д.
Помимо компланарности, многие планетные системы, обнаруженные Кеплером, отличаются и высокой компактностью. Иногда внутри орбиты Меркурия оказываются плотно упакованы орбиты трех, четырех и даже пяти планет. Сильное гравитационное взаимодействие планет друг с другом приводит к возникновению орбитальных резонансов. В случае резонанса орбитальные периоды планет относятся друг к другу как небольшие целые числа (1:2, 1:3, 2:3 и т.д.), и взаимные расположения планет регулярно повторяются. В Солнечной системе нет планет, связанных друг с другом орбитальными резонансами, однако такие резонансы наблюдаются, например, у трех галилеевых спутников Юпитера.

Одной из интереснейших систем, демонстрирующих целую цепочку взаимных орбитальных резонансов, является планетная система KOI-730.
KOI-730 - солнцеподобная звезда спектрального класса G, немного больше и массивнее Солнца. Ее масса оценивается в 1.07 солнечных масс, радиус - в 1.1 солнечных радиусов. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.34), его можно оценить в 1300 пк.
Рядом с KOI-730 было обнаружено четыре транзитных кандидата в планеты с радиусами (от внутренней планеты - к внешней) 0.18, 0.23, 0.31 и 0.25 радиусов Юпитера (2, 2.6, 3.5 и 2.8 радиусов Земли) с орбитальными периодами 7.3831 + 0.0004, 9.8499 + 0.0003, 14.7903 + 0.0002 и 19.7216 + 0.0004 земных суток. Орбитальные периоды планет соотносятся друг с другом в отношении 8:6:4:3. Все четыре планеты оказываются плотно упакованы в пределах 0.145 а.е от звезды и сильно нагреты ее излучением.
Массы планет пока не измерены (звезда KOI-730 слишком тускла для их измерения методом лучевых скоростей родительской звезды). Однако тайминг транзитов показывает небольшие вариации времени наступления транзитов, говорящие о небольшой массе планет. Научная команда миссии Кеплер продолжает наблюдения за этой интереснейшей системой, рассчитывая в будущем более точно определить ее свойства.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1102.0543v4.pdf

 

26 марта 2012
MOA-bin-1 b: массивная планета на широкой орбите

Событие микролинзирования происходит, когда звезда-источник, объект-линза и наблюдатель оказываются почти точно на одной прямой. Гравитационное поле объекта-линзы искривляет и фокусирует лучи звезды-источника, приводя к сильному (в десятки, иногда в сотни раз) усилению ее блеска. Анализируя вид кривой блеска, можно определить массу линзы, расстояние до нее и до звезды-источника, и многое другое.
Метод поиска внесолнечных планет путем наблюдения событий микролинзирования уникален тем, что позволяет обнаруживать объекты, вообще не излучающие света. Так, этим методом были открыты три одиночные черные дыры звездных масс и планеты, не принадлежащие ни одной звезде и свободно плавающие в диске Галактики. Согласно текущим оценкам, таких "бесхозных" планет-гигантов оказалось в 1.8 ^+1.7/_-0.8 больше, чем звезд.

Метод микролинзирования наиболее чувствителен к планетам, находящимся на расстоянии т.н. радиуса Эйнштейна-Хвольсона от своей звезды:

где М - масса звезды-линзы, с - скорость света, G - гравитационная постоянная, D_d, D_ds и D_s - расстояния между звездой-линзой и наблюдателем, между линзой и звездой-источником и между звездой-источником и наблюдателем, соответственно. Для типичных масс звезд-линз и типичных расстояний до звезд-источников радиус Эйнштейна-Хвольсона составляет несколько астрономических единиц.
Однако когда расстояние между планетой и родительской звездой-линзой превышает 2.4-15 радиусов Эйнштейна-Хвольсона (7-45 а.е. для типичных значений масс линз), кривая блеска звезды-источника перестает "замечать" наличие звезды-линзы (иначе говоря, планета, находящаяся на сравнительно широкой орбите, "с точки зрения микролинзирования" становится неотличима от "бесхозной").

20 марта 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы японских и новозеландских ученых, посвященная анализу четырех событий микролинзирования, зафиксированных в 2006-2007 годах в рамках обзора MOA. Чтобы обнаружить свободно плавающие планеты, авторы отбирали события с небольшим временем пересечения радиуса Эйнштейна-Хвольсона, что соответствует объектам небольшой массы (т.н. попадающим в диапазон планетных масс). Тщательный анализ всех четырех событий показал, что одно из них было вызвано мощной вспышкой на звезде-источнике (т.е. вообще не является событием микролинзирования), два других вызваны микролинзированием на коричневых карликах, и лишь одно - на массивной планете, но не "бесхозной", а удаленной от своей звезды на 2.10 + 0.05 радиуса Эйнштейна-Хвольсона.
Итак, звезда MOA-bin-1 удалена от нас на 5.1 + 1.2 кпк. Скорее всего, это оранжевый карлик, чья масса оценивается в 0.75 + 0.33 солнечных масс. Масса планеты составляет 3.7 + 2.1 масс Юпитера, проекция на небесную сферу расстояния между звездой и планетой оценивается в 8.3 + 4.5 а.е. Это одна из самых массивных и удаленных от своей звезды планет, обнаруженных методом микролинзирования.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1203.4560v1.pdf

 

21 марта 2012
Три эксцентричных гиганта на широких орбитах

Насколько распространены в Галактике планетные системы, подобные Солнечной? Чтобы ответить на этот вопрос, ученые ищут долгопериодические планеты-гиганты на широких орбитах. Как правило, поиски ведутся методом измерения лучевых скоростей родительских звезд и (в меньшей степени) методом микролинзирования.
Согласно текущим оценкам, всего около 10,5% FGK-звезд имеют рядом с собой планеты-гиганты с периодами от 2 до 2000 суток, и около 3.3% звезд имеют аналоги Юпитера (т.е. планеты-гиганты с периодами больше 8 лет и эксцентриситетами орбит, меньшими 0.2).

Программа поиска планет на обсерватории Мак Дональд (McDonald Observatory) начала работу в 1998 году. Наблюдения ведутся с помощью 2.7-метрового телескопа им. Нарлана Смита (Harlan J. Smith) и с помощью телескопа им. Хобби-Эберли (HET). В качестве целей были выбраны 250 сравнительно ярких звезд FGK-класса с видимой звездной величиной от +6 до +10. Точность измерения лучевых скоростей звезд составила от 3 до 6 м/сек. Долгие ряды наблюдений, охватывающие почти 14 лет, позволяют обнаруживать планеты-гиганты на широких орбитах, сравнимых с орбитой Юпитера.
1 февраля 2012 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья участников проекта об открытии трех планет-гигантов на широких эксцентричных орбитах HD 79498 b, HD 220773 b и HD 197037 b.

Звезда HD 79498 (HIP 45406) удалена от нас на 49 пк. Ее спектральный класс G5, масса оценивается в 1.06 масс Солнца, светимость составляет 1.22 солнечных. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды примерно на 70% превышает солнечное значение, возраст системы оценивается в 2.7 млрд. лет.
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты HD 79498 b равна 1.34 + 0.07 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по высокоэллиптичной орбите с большой полуосью 3.13 + 0.08 а.е. и эксцентриситетом 0.59 + 0.02, и делает один оборот за 1966 + 41 земных суток (~5.4 лет). Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.28 а.е. в перицентре до почти 5 а.е. в апоцентре, температурный режим меняется от температурного режима Земли почти до температурного режима Юпитера.

Звезда HD 220773 (HIP 115697) также удалена от Солнца на 49 пк. Ее спектральный класс F9, масса оценивается в 1.16 масс Солнца, светимость превышает солнечную в 2.9 раза. Возраст звезды оценивается в 4.4 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 220773 b - 1.45 + 0.3 масс Юпитера. Эксцентриситет ее орбиты также велик и достигает 0.51 + 0.1, большая полуось орбиты составляет 4.94 + 0.2 а.е., орбитальный период - 3725 + 463 суток (10.2 + 1.3 лет). Расстояние между планетой и звездой меняется от 2.42 а.е. в перицентре до 7.46 а.е. в апоцентре, температурный режим меняется от температурного режима Марса почти до температурного режима Юпитера.

Наконец, звезда HD 197037 удалена от нас на 33 пк. Ее спектральный класс F7 V, масса оценивается в 1.11 масс Солнца, светимость составляет 1.69 солнечных. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в полтора раза меньше, чем в составе нашего дневного светила, возраст системы оценивается в 1.9 млрд. лет.
Минимальная масса планеты HD 197037 b составляет 0.79 + 0.05 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптичной орбите с большой полуосью 2.07 + 0.05 а.е. и эксцентриситетом 0.22 + 0.07, и делает один оборот за 1036 + 13 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.61 а.е. в перицентре до 2.53 а.е. в апоцентре, температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Марса.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1202.0265v1.pdf

 

19 марта 2012
Две планеты-гиганта у низкометалличной звезды HIP 11952

Как известно, свойства планетных систем довольно сильно зависят от свойств родительских звезд. Вероятность обнаружить рядом со звездой планету-гигант пропорционально как массе звезды, так и ее металличности (содержанию в ее составе элементов тяжелее гелия). У массивных звезд планеты-гиганты встречаются гораздо чаще, чем у маломассивных, у высокометалличных звезд - гораздо чаще, чем у низкометалличных. В связи с этим для поиска внесолнечных планет, как правило, выбираются звезды с высоким содержанием тяжелых элементов.
Однако поиски планет у звезд, бедных тяжелыми элементами, также очень важны. Они позволяют наложить ограничения на процесс формирования планет у звезд II поколения и прояснить, насколько распространены у таких звезд планетные системы.

Зависимость числа звезд, имеющих планеты, от их металличности. Сверху показано распределение для звезд главной последовательности, снизу - для звезд-гигантов.

В июне 2009 года группа немецких астрономов начала наблюдения за 96 звездами A и F-классов, бедными тяжелыми элементами (-4 < [Fe/H] < -0.5). Наблюдения проводились на 2.2-метровом телескопе им. Макса Планка (Max-Planck Gesellschaft), расположенном в Южно-Европейской обсерватории в Чили, с помощью спектрографа FEROS. Точность измерения лучевых скоростей выбранных звезд составила 11 м/сек.

Звезда HIP 11952 (HD 16031) удалена от Солнца на 111 + 18 пк. Ее спектральный класс F2 V, масса оценивается в 0.83 ^+0.05/_-0.04 солнечных масс, радиус - в 1.6 + 0.1 солнечных радиусов, светимость примерно в 3 раза превышает светимость Солнца. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды в 79 раз меньше солнечного! Возраст HIP 11952 оценивается в 12.8 + 2.6 млрд. лет - это самая древняя звезда из обладающих планетами, известных на сегодняшний день. Звезда уже явно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.
За 2 года наблюдений авторы открытия сделали 77 замеров лучевой скорости HIP 11952.
Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HIP 11952 c составляет 0.78 + 0.16 масс Юпитера. Этот горячий гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.07 + 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.35 + 0.24, и делает один оборот за 6.95 + 0.01 земных суток.
Минимальная масса внешней планеты HIP 11952 b - 2.93 + 0.42 масс Юпитера. Этот теплый гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.81 + 0.02 а.е. (эксцентриситет орбиты 0.27 + 0.10) и делает один оборот за 290 + 16 земных суток. Температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия.
Авторы открытия исследовали динамическую устойчивость этой системы и нашли ее полностью устойчивой.

Примечание от 21 января 2013 года. Существование планет HIP 11952 b и HIP 11952 c не подтвердилось независимыми наблюдениями на спектрографе HARPS-N.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1208.4000v1.pdf

 

15 марта 2012
В системе Gliese 581 - только 4 планеты

Звезда Gliese 581 - старый красный карлик спектрального класса M2.5 V, расположенный в ближайших солнечных окрестностях (от нас до этой звезды - всего 6.2 + 0.1 пк). Ее масса оценивается в 0.31 солнечных масс, радиус был прямо измерен с помощью CHARA Array и составил 0.3 + 0.01 радиусов Солнца, светимость равна всего 0.012 светимостей Солнца. Возраст звезды оценивается в 8⁺³/_-1 млрд. лет.

Первая планета у Gliese 581 была обнаружена еще в 2005 году. Ею оказался очень теплый нептун Gliese 581 b - планета с минимальной массой около 15 масс Земли, находящаяся на 5,369-суточной орбите. В 2007 году были открыты еще 2 планеты: теплая суперземля Gliese 581 c и холодный нептун Gliese 581 d с минимальными массами, соответственно, 5.4 и 6 масс Земли и орбитальными периодами 12.9 и 66 земных суток. В 2009 году семейство планет в системе Gliese 581 пополнилось очень теплой землей Gliese 581 e с минимальной массой 1.9 масс Земли и орбитальным периодом 3.149 земных суток. Наконец, в 2011 году Калифорнийская группа объявила об открытии еще двух планет: планеты земного типа в обитаемой зоне Gliese 581 g на 36.65-суточной орбите и очень холодном нептуне Gliese 581 f на 433-суточной орбите. Все планеты были открыты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.
С последними двумя планетами история сразу вышла темной. Женевская группа (коллеги и ближайшие конкуренты Калифорнийской группы) обявила, что не видит планет f и g в своих данных. По мнению европейских астрономов, изменение лучевой скорости звезды Gliese 581 вполне можно объяснить наличием только четырех планет, допустив не равные нулю эксцентриситеты их орбит. Американские астрономы, в свою очередь, утверждали, что планеты f и g были ими обнаружены вполне надежно.
12 сентября 2011 года швейцарские астрономы опубликовали статью, в которой проанализировали, в дополнение к уже имеющимся 119 замерам лучевой скорости Gliese 581, 121 новых замеров, сделанных ими на 3.6-метровом телескопе с помощью спектрографа HARPS. Они нашли, что весь ряд наблюдений звезды хорошо описывается наличием четырех планет. Правда, они тоже обнаружили небольшой сигнал, соответствующий планете f, но его достоверность оказалась невелика. Так что на данный момент у звезды Gliese 581 достоверно обнаружены 4 планеты. Почти наверняка в этой интересной системе есть и дополнительные небесные тела, но их наличие и физические свойства смогут быть выяснены только в результате дальнейших наблюдений.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1109.2505v1.pdf

 

12 марта 2012
Распределение эксцентриситетов орбит планетных кандидатов Кеплера

Одним из неожиданных открытий, сделанных сразу после обнаружения первых внесолнечных планетных систем, явился необычно высокий эксцентриситет орбит многих экзопланет. В отличие от Солнечной системы, где эксцентриситеты орбит планет не превышают 0.1 (исключением является орбита Меркурия с эксцентриситетом 0.206), многие внесолнечные планеты-гиганты вращались вокруг своих звезд по орбитам, более приличествующим кометам (известны экзопланеты с эксцентриситетами орбит, достигающими 0.5, 0.7 и даже превышающими 0.9).
7 марта 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья группы американских астрономов, посвященная изучению распределения транзитных кандидатов Кеплера по эксцентриситетам их орбит. Для сравнения данных Кеплера с данными, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, ученые вычислили продолжительность транзита планеты, находящейся на круговой орбите, и сравнили эту величину с реально измеренной (или вычисленной - для планет, открытых методом лучевых скоростей и не проходящих по диску своей звезды) продолжительностью транзита. Они нашли, что это распределение практически одинаково как для транзитных кандидатов Кеплера, так и для планет, открытых методом измерения лучевых скоростей родительских звезд.

Левый верхний график показывает известные внесолнечные планеты, открытые методом измерения лучевых скоростей, на плоскости "Большая полуось орбиты - Эксцентриситет". На остальных трех графиках показаны эти же планеты на плоскости "Большая полуось орбиты - Разница между вычисленной продолжительностью транзита планеты на круговой и реальной орбите" для прицельных параметров, равных 0, 0.5 и 0.8. Видно, что разница между вычисленной продолжительностью транзита планеты на круговой и реальной орбите отражает эксцентриситет орбиты планеты или планетного кандидата.

Орбиты планет с большой полуосью, меньшей 0.1 а.е., как правило, скруглены приливными силами (хотя и тут есть исключения). Как показывают расчеты, характерное время скругления орбит ~a^6.5/M_зв^1.5, где a - большая полуось орбиты, M_зв - масса родительской звезды.

Транзитные кандидаты Кеплера на плоскости "Большая полуось орбиты - Разница между вычисленной продолжительностью транзита планеты на круговой и реальной орбите". Для того, чтобы корректно сравнивать результаты, полученные Кеплером и методом измерения лучевых скоростей, были показаны только планетные кандидаты с радиусом, большим 8 радиусов Земли (т.е. планеты-гиганты).

Итак, распределение транзитных кандидатов Кеплера с радиусами больше 8 радиусов Земли по эксцентриситетам их орбит практически совпадает с аналогичным распределением для планет-гигантов, открытых методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Однако для транзитных кандидатов меньших размеров картина меняется. Эксцентриситет орбит небольших планет (в среднем, конечно) оказывается меньше эксцентриситета орбит нептунов и планет-гигантов.

Зависимость разницы в продолжительности транзита для круговых и реальных орбит транзитных кандидатов Кеплера от размера планетных кандидатов. Небольшие планеты в среднем находятся на орбитах с меньшим эксцентриситетом, нежели крупные.

Авторы исследования отмечают, что этот эффект может быть вызван большим количеством планетных кандидатов Кеплера, входящих в состав многопланетных систем с правильной архитектурой (т.е. с орбитами планет, лежащих практически в одной плоскости и обладающих малым эксцентриситетом). Устойчивость таких "правильных" систем зависит от массы планет - чем массивнее планеты, тем больше гравитационное взаимодействие между ними и тем быстрее система теряет устойчивость. Таким образом, наличие в системе массивной планеты на эксцентричной орбите исключает наличие там же нескольких небольших планет на круговых орбитах, и наоборот.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1203.1631v1.pdf

 

6 марта 2012
Многопланетные системы Kepler-23 и Kepler-24

Завершаю рассказ о многопланетных системах Кеплера, представленных Вильямом Боруцки с коллегами 25 января 2012 года.

Планетные кандидаты, обнаруженные транзитным методом, нуждаются в подтверждении их планетной природы одним из динамических методов, позволяющих оценить массу кандидата. Обычно измерение массы транзитной планеты происходит методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, но для тусклых звезд и небольших планет этот метод перестает работать. Однако если вокруг одной звезды вращаются два или больше транзитных кандидата, появляется возможность оценить их массы методом тайминга транзитов.
Метод тайминга основан на тщательном измерении времени наступления транзитов. Поскольку планеты, входящие в состав одной планетной системы, гравитационно взаимодействуют друг с другом и возмущают орбиты друг друга, измеренное время наступления транзитов начинает испытывать небольшие колебания относительно предвычисленного, сделанного в предположении отсутствия взаимодействия. Моделируя этот процесс, можно определить (хоть и с невысокой точностью) массы планет. Еще один метод позволяет оценить массы планетных кандидатов сверху - это метод сохранения динамической устойчивости системы. При высоких массах планет их взаимодействие становится настолько сильным, что планетная система становится неустойчивой. Моделируя планетную систему, можно определить критическую массу планет и, таким образом, получить верхние пределы на массу транзитных кандидатов.
Планетная природа транзитных кандидатов в системах Kepler-23 и Kepler-24 была подтверждена методом тайминга транзитов и методом динамической устойчивости.

Звезда Kepler-23 (KOI 168, KIC 11512246) имеет спектральный класс G2 V и температуру фотосферы 5760 + 124K (в пределах ошибок измерения совпадающую с температурой нашего Солнца). Однако радиус этой звезды превышает солнечный в 1.52 ^+0.24/_-0.30 раза. По всей видимости, Kepler-23 недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.1 + 0.1 солнечных масс, светимость близка к 2.3 солнечных. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.4), его можно оценить в 800 пк.
Кривая блеска Kepler-23 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 7.1073, 10.7421 и 15.275 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней) 1.9, 3.2 и 2.2 радиусов Земли, большие полуоси орбит составляют 0.075, 0.099 и 0.125 а.е., орбиты близки к круговым. Максимальная масса двух внутренних планет, определенная из условия динамической устойчивости этой системы, составляет 0.8 и 2.7 масс Юпитера, но реально она может быть гораздо меньше. Так, масса внутренних планет, оцененная методом тайминга транзитов, составляет 4.8 + 15.6 масс Земли для внутренней планеты и 15.0 + 49.8 масс Земли для внешней. Массу внешней планеты пока оценить не удалось, и она осталась в статусе планетного кандидата.

Kepler-24 (KOI 1102, KIC 3231341) - солнцеподобная звезда главной последовательности с пониженным содержанием тяжелых элементов. Ее масса оценивается в 1.03 ^+0.11/_-0.14 масс Солнца, радиус - в 1.07 ^+0.16/_-0.23 радиусов Солнца, светимость составляет 1.16 ^+0.36/_-0.60 солнечных. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14.9), его можно грубо оценить в 1140 пк.
Кривая блеска Kepler-24 демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 4.2443, 8.1453, 12.3335 и 18.9981 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней) 1.7, 2.4, 2.8 и 1.7 радиусов Земли. Методом тайминга транзитов была подтверждена планетная природа только двух средних планет, внутренняя и внешняя планеты пока остаются в статусе планетных кандидатов.
Итак, оба мини-нептуна вращаются вокруг своей звезды по орбитам с большими полуосями 0.08 и 0.106 а.е. Их максимальные массы, определенные из условия динамической устойчивости планетной системы, составляют 1.6 и 1.6 масс Юпитера. Однако реальные массы этих планет наверняка гораздо ниже.
Все описанные здесь планеты попадают в диапазон горячих планет.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5409v1.pdf

 

2 марта 2012
2300 планет Кеплера - россыпь новых миров

27 февраля в Архиве электронных препринтов появился большой обзор, посвященный анализу данных, полученных космическим телескопом им. Кеплера с 13 мая 2009 по 22 сентября 2010 года. Результатом колоссальной работы американских астрономов стало открытие 2321 планетных кандидатов в 1790 планетных системах, среди которых 1091 планетный кандидат является новым (т.е. не был представлен в аналогичном прошлогоднем обзоре). 365 звезд обладают более чем одним транзитным кандидатом, так что 896 планетных кандидатов из 2321 входит в состав многопланетных систем. Среди новых планетных кандидатов 91% имеют размеры меньше размера Нептуна, что подтверждает широчайшую распространенность небольших планет.

Ниже представлены графики распределения планетных кандидатов Кеплера по размерам, орбитальным периодам, эффективным температурам родительских звезд и вычисленным эффективным температурам планет. График распределения по эффективным температурам родительских звезд показывает явное преобладание в выборке солнцеподобных звезд с температурами от 4500 до 6500К (поскольку именно такие звезды и были отобраны научной группой Кеплера). График зависимости числа планетных кандидатов от орбитального периода отражает вероятность транзитной конфигурации, обратно пропорциональной расстоянию от планеты до звезды, при этом новые данные показывают большее количество транзитных кандидатов с периодами более 50 земных суток. И наконец, среди новых кандидатов значительно большее количество имеет небольшой размер (меньше 2 земных).

На графике представлены распределения планетных кандидатов Кеплера по радиусам, орбитальным периодам, эффективной температуре родительских звезд и вычисленной эффективной температуре планет. Черным показаны данные из прошлогоднего обзора, бежевым - новые данные.

Среди новых планет 196 имеют радиусы меньше 1.25 радиусов Земли, 416 - радиусы от 1.25 до 2 радиусов Земли, 421 - от 2 до 6 радиусов Земли, 41 - от 6 до 15 радиусов Земли, и 17 - превышают по размерам Землю более чем в 15 раз. Таким образом, количество кандидатов с размерами меньше 2 земных выросло на 197% по сравнению с результатами прошлого года, при том, что количество кандидатов с размерами больше 2 земных выросло только на 52%.

Почти 39% планетных кандидатов Кеплера входят в состав многопланетных систем. К настоящему моменту обнаружена 1 шестипланетная, 8 пятипланетных, 27 четырехпланетных, 84 трехпланетных и 245 двухпланетных систем.

Транзитные кандидаты Кеплера на плоскости "Орбитальный период - Размер". Серыми, зелеными, синими, желтыми, голубыми и красными точками показаны планеты, входящие в одиночные, двойные, тройные, четверные, пятикратные и шестикратные планетные системы.

В прошлогоднем обзоре 54 планетных кандидата были отмечены группой Кеплера как попадающие в обитаемую зону. В новом обзоре требования к обитаемой зоне сильно ужесточились. Если год назад Боруцки с коллегами в качестве потенциально обитаемых отмечали планеты с эффективной температурой от 273 до 373К (пренебрегая возможным парниковым эффектом в атмосфере), то теперь они рассматривают планеты с эффективными температурами от 200 до 270К (для сравнения, эффективная температура Земли составляет 249К). Ниже показаны планетные кандидаты Кеплера, чья эффективная температура попадает в интервал от 180 до 310К. Эффективная температура планетных кандидатов рассчитывалась для серой сферы с альбедо 30% без учета влияния атмосферы.

Транзитные кандидаты Кеплера, находящиеся вблизи или внутри обитаемой зоны. Горизонтальными линиями отмечены размеры Земли, Нептуна и Юпитера. Красными кружками показаны планеты, представленные в прошлогоднем обзоре, желтыми - новые планетные кандидаты.

График иллюстрирует возможность обнаружения Кеплером планет в зависимости от их радиуса и орбитального периода у звезд +12 видимой звездной величины. Коричневой линией показана 100% вероятность обнаружения, синей - 10%-ная. Из графика видно, что данные Кеплера полны (планеты достоверно обнаруживаются) только для планет радиусом больше 1.6 радиуса Земли для периодов короче 140 суток. Для звезд, более тусклых чем 12m, возможность обнаружить небольшую планету еще ниже.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1202.5852v1.pdf

 

25 февраля 2012
Планеты BD+20 1790 b не существует

В конце 2009 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию массивной планеты у молодой (возраст 35-80 млн. лет) активной звезды BD+20 1790. Планета была открыта методом измерения лучевых скоростей, минимальная масса планеты оценивалась в 6.5 + 0.5 масс Юпитера, орбитальный период составил 7.783 земных суток.

Однако наблюдения Женевской группы на спектрографе CORALIE, проведенные с большей точностью, не подтвердили наличия этой планеты. Европейские астрономы пришли к выводу, что измеренные колебания лучевой скорости звезды вызваны ее хромосферной активностью, а не наличием маломассивного компаньона. Таким образом, планеты BD+20 1790 b не существует.

Информация получена: http://www.aanda.org/index.php?option=com_article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full_html/2010/05/aa14323-10/aa14323-10.html

 

21 февраля 2012
Планета 1RXS J1609-2105 b оказалась коричневым карликом

Большинство внеслнечных планет, открытых к настоящему времени, были обнаружены косвенными методами. Разрешающей способности даже самых крупных современных телескопов не хватает, чтобы выделить слабый отраженный свет планеты на фоне ослепительно яркой и близкой звезды. Отношение интенсивностей приходящего светового потока от звезды солнечного типа и ее планеты-гиганта (не говоря уж про планеты меньших размеров) составляет ~10^-9. Однако если проводить наблюдения не в видимом свете, а в инфракрасном диапазоне, и искать планеты не по отраженному свету звезды, а по их собственному тепловому излучению, становится возможным получать прямые изображения молодых и массивных (а значит, горячих) экзопланет на широких орбитах.
К настоящему моменту этим методом открыто несколько массивных планет-гигантов у молодых звезд, например, HR 8799 или beta Жипописца.

Однако метод получения прямых изображений также не лишен недостатков. Поскольку планеты обнаруживаются лишь на достаточно широких орбитах (десятки а.е.), орбитальный период таких планет оказывается очень велик, и массу планет оказывается невозможно измерить методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Для оценки массы ученые используют сравнение яркости планеты в инфракрасном диапазоне с предсказаниями моделей молодых остывающих планет-гигантов. И здесь очень важно определить точный возраст планеты, потому что одну и ту же яркость может иметь как молодая и не очень массивная планета, так и коричневый карлик возрастом постарше.

6 января 2012 года Марк Пеко (Mark J. Pecaut) с коллегами опубликовали статью, посвященную оценкам возраста недавней области звездообразования Верхний Скорпион, входящей в состав ближайшей к Солнцу OB-ассоциации из созвездий Скорпион и Центравр. Возраст этой области оказался выше, чем считалось ранее, и с достоверностью 99% превышает 10,5 млн. лет. Соответственно, массы молодых планет, обнаруженных в этой области, оказались пересмотрены в сторону увеличения и покинули диапазон планетных масс. Так, пересмотренная масса молодой массивной планеты 1RXS J1609-2105 b оказалась равной 14 ⁺²/_-3 масс Юпитера, иначе говоря, объект 1RXS J1609-2105 b является не планетой, а легким коричневым карликом.

Информация получена: http://xxx.lanl.gov/pdf/1112.1695v2.pdf

 

20 февраля 2012
Компактная пятипланетная система Kepler-33

Одним из неожиданных открытий космического телескопа им. Кеплера явилось открытие очень компактных компланарных планетных систем, где орбиты четырех, пяти и даже шести планет оказывались плотно упакованными внутри орбиты Меркурия. По сравнению с такими системами внутренняя часть Солнечной системы выглядит очень пустынной. Наклонения орбит в подобных системах отличаются друг от друга всего на 1-2 градуса, что приводит к множественным транзитам планет по диску родительской звезды. Одной из таких компактных многопланетных систем является пятипланетная система Kepler-33.
Kepler-33 (KOI 707, KIC 9458613) - слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0. Ее масса оценивается в 1.29 солнечных масс, радиус - в 1.82 солнечных радиусов, светимость близка к 3.6 светимостей Солнца. По всей видимости, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, возраст звезды оценивается в 4.27 + 0.87 млрд. лет. Расстояние до Kepler-33 не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+14) его можно оценить в 1312 пк.
Кривая блеска Kepler-33 демонстрирует пять транзитных сигналов глубиной (от внутренней планеты к внешней) 87, 298, 831, 467 и 579 ppm с периодами 5.66793 + 0.00012, 13.17562 + 0.00014, 21.77596 + 0.00011, 31.7844 + 0.0004 и 41.0290 + 0.0004 земных суток. Глубины транзитов соответствуют планетам с радиусами 1.74 + 0.18, 3.2 + 0.3, 5.35 + 0.5, 4.0 + 0.4 и 4.5 + 0.4 радиусов Земли. Орбиты всех пяти планет лежат глубоко внутри орбиты Меркурия (большие полуоси, соответственно, оцениваются в 0.068 + 0.001 а.е., 0.119 + 0.003 а.е., 0.166 + 0.004 а.е., 0.214 + 0.005 а.е. и 0.254 + 0.005 а.е.).
Массы планет измерить не удалось ни методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, ни методом тайминга транзитов. Однако авторы открытия тщательно изучили возможность других физических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию, и пришли к выводу, что вероятность ложного открытия пятипланетной системы составляет всего 10^-5. Таким образом, планетная природа транзитных кандидатов в системе Kepler-33 оказалась подтверждена статистическим методом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5424v1.pdf

 

18 февраля 2012
Многопланетные системы Kepler-25 и Kepler-26

Среди планетных систем, представленных научной группой Кеплера в конце января, были и системы Kepler-25 и Kepler-26. Планетная природа транзитных кандидатов, входящих в эти системы, была подтверждена методом тайминга транзитов, один из кандидатов остался неподтвержденным.

Kepler-25 (KOI 244, KIC 4349452) - звезда главной последовательности спектрального класса F. Ее масса оценивается в 1.22 + 0.06 солнечных масс, радиус - в 1.36 + 0.13 солнечных радиусов, светимость близка к 2.4 светимостям Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+10.73), его можно оценить в 240 пк.
Кривая блеска Kepler-25 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 6.2385 и 12.7204 земных суток, что близко к орбитальному резонансу 2:1 (отношение периодов равно 2.039). Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами, равными 2.6 и 4.5 радиусов Земли, соответственно, для внутренней и внешней планеты, орбиты близки к круговым. Максимальные массы планет, определенные из условия динамической устойчивости этой системы, составляют 12.7 и 4.16 масс Юпитера, но реально они могут быть гораздо меньше. Так, масса планет, оцененная методом тайминга транзитов, составляет 8.1 + 3.1 масс Земли для внутренней планеты и 13.3 + 3.9 масс Земли для внешней. Обе планеты попадают в область горячих планет (эффективная температура выше 1000К).

Kepler-26 (KOI 250, KIC 9757613) - звезда главной последовательности позднего K-класса. Ее масса оценивается в 0.65 + 0.03 масс Солнца, радиус - в 0.59 + 0.03 радиусов Солнца, светимость близка к 0.13 солнечных. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.47), его можно оценить в 488 пк.
Кривая блеска Kepler-26 демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 3.5438, 12.2829 и 17.2513 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами (от внутренней планеты к внешней) 1.3, 3.6 и 3.6 радиусов Земли. Методом тайминга транзитов была подтверждена планетная природа только двух внешних планет. Внутренняя планета земного типа имеет слишком небольшую массу, чтобы заметно повлиять на движение небесных тел в этой системе, так что пока она остается в статусе планетного кандидата.
Итак, оба нептуна вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам на расстоянии 0.085 и 0.107 а.е. Их максимальные массы, определенные из условия динамической устойчивости планетной системы, составляют 0.38 и 0.375 масс Юпитера. Однако реальные массы этих планет наверняка гораздо ниже (так, методом тайминга транзитов они были оценены всего в 2.0 + 1.0 и 3.9 + 1.4 масс Земли).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5412v1.pdf

 

16 февраля 2012
Двухпланетные системы Kepler-27 и Kepler-28

Продолжаю рассказывать о новых многопланетных системах Кеплера, представленных Вильямом Боруцки с коллегами в конце января.

Kepler-27 (KOI 841, KIC 5792202) - звезда главной последовательности позднего G- или раннего K-класса . Ее масса оценивается в 0.65 + 0.16 солнечных масс, радиус - в 0.59 + 0.15 солнечных радиусов, светимость близка к 0.25 светимостей Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их в 2,5 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.85) его можно грубо оценить в 809 пк.
Кривая блеска Kepler-27 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 15.335 и 31.331 земных суток, что близко к орбитальному резонансу 2:1. Радиусы планет оцениваются в 4.0 и 4.9 радиусов Земли, орбиты близки к круговым. Максимальные массы планет, оцененные исходя из условия динамической устойчивости системы, составляют 9.1 и 13.8 масс Юпитера, но реально могут быть гораздо меньше. Так, методом тайминга транзитов эти массы оцениваются в 28.5 + 12.6 и в 51.4 + 43.7 масс Земли.
Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Меркурия, внутренняя планета еще горячее.

Kepler-28 (KOI 870, KIC 6949607) - оранжевый карлик спектрального класса K. Его масса оценивается в 0.75 масс Солнца, радиус - в 0.7 радиусов Солнца, светимость близка к 0.19 солнечных. Kepler-28 также отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2.2 раза больше, чем на Солнце. Расстояние до системы не сообщается, но исходя из светимости Kepler-28 и видимой звездной величины (+15.04) его можно оценить в 610 пк.
Кривая блеска Kepler-28 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.912 и 8.986 земных суток, что близко к орбитальному резонансу 3:2. Радиусы планет оцениваются в 3.6 и 3.4 радиусов Земли, большие полуоси орбит близки к 0.062 и 0.081 а.е. Максимальные массы планет, оцененные исходя из условия динамической устойчивости системы, составляют 1.51 и 1.36 масс Юпитера, однако, скорее всего, гораздо меньше. Так, методом тайминга транзитов эти массы оцениваются в 3.8 + 6.9 и в 4.9 + 9.3 масс Земли.

Мы видим, что метод тайминга дает слишком высокие погрешности в определении масс планет (часто сравнимые или даже превышающие измеряемую величину), однако успешно подтверждает планетную природу транзитных кандидатов даже у тусклых звезд, где метод измерения лучевых скоростей родительских звезд перестает работать.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5412v1.pdf

 

14 февраля 2012
Вторая планета в системе близкого красного карлика GJ 433

Начиная с 2003 года, европейские астрономы из Женевской группы регулярно измеряли с помощью спектрографа HARPS лучевые скорости 102 близких красных карликов на 3.6-метровом телескопе обсерватории Ла Силла в Чили (La Silla Observatory). Точность измерения лучевых скоростей составила 1-3 м/сек. В рамках этого обзора были обнаружены планеты у красных карликов Gliese 179, Gliese 581, GJ 674 и GJ 433, а также подтверждены планеты у GJ 667C.
Звезда GJ 433 удалена от нас на 9.04 пк. Ее спектральный класс M1.5 V, масса оценивается в 0.48 солнечных масс, светимость составляет 0.034 светимостей Солнца. Она отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно 60% от солнечного значения.
За прошедшие 8 лет было сделано 67 замеров лучевой скорости GJ 433.
В 2009 году рядом с этой звездой была обнаружена суперземля GJ 433 b с минимальной массой около 6 масс Земли и орбитальным периодом около 7 земных суток. Планета вращалась вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.053 а.е., ее температурный режим оказался близок к температурному режиму Меркурия. Наблюдения за звездой GJ 433 были продолжены, и вот 11 февраля 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась новая статья членов Женевской группы об открытии второй планеты в этой системе. За счет длительного периода наблюдений европейские астрономы смогли обнаружить долгопериодические колебания лучевой скорости GJ 433, вызванные влиянием второй планеты.
Минимальная масса (параметр m sin i) GJ 433 c оценивается в 0.14 масс Юпитера (~45 масс Земли). Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 3.6 а.е. и эксцентриситетом 0.17 + 0.09, и делает один оборот за 10 лет. Температурный режим новой планеты близок к температурному режиму Урана.
Амплитуды лучевых скоростей, наводимые планетами на свою звезду, составляют всего 3.11 и 3.06 м/сек. Более легкие планеты, почти наверняка также входящие в состав этой интересной системы, пока невозможно обнаружить методом измерения лучевых скоростей.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1202.2467v1.pdf

 

13 февраля 2012
Двухпланетная система Kepler-29

Продолжаю рассказывать о последних открытиях миссии Кеплер. Одной из интересных планетных систем, представленных в конце января, является система из двух нептунов Kepler-29, в которой планеты находятся в редком орбитальном резонансе 9:7.

Kepler-29 (KOI-738, KIC 10358759) - звезда главной последовательности, очень похожая на наше Солнце. Ее спектральный класс G2 V, масса оценивается в 1.00 + 0.12 солнечных масс, радиус - в 0.96 + 0.14 солнечных радиусов, светимость также близка к светимости Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее видимой звездной величины (+15.3), его можно оценить в 1380 пк.
Кривая блеска Kepler-29 демонстрирует два транзитных сигнала глубиной 1152 и 928 ppm с периодами, соответственно, 10.3376 + 0.0002 и 13.2907 + 0.0004 земных суток, что соответствует планетам с радиусами 3.6 + 0.5 и 2.9 + 0.4 радиусов Земли. Оба нептуна вращаются вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам (эксцентриситет не может быть больше 0.05, иначе система становится динамически неустойчивой) на расстояниях 0.09 и 0.11 а.е. Отношение периодов обеих планет чрезвычайно близко к величине 9:7, т.е. обе планеты находятся в орбитальном резонансе высокого порядка.
Максимальные массы обеих планет были определены из условия динамической устойчивости данной планетной системы, и составили 0.4 и 0.3 масс Юпитера. Реальные массы планет могут быть гораздо ниже. Так, массы планет, оцененные методом тайминга транзитов, составили всего 2.8 + 2.4 и 2.3 + 2.0 земных масс.
По своему температурному режиму обе планеты горячее Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5415v1.pdf

 

9 февраля 2012
Новый транзитный горячий сатурн HAT-P-38 b

24 января 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья международной группы астрономов, посвященная открытию нового горячего сатурна HAT-P-38 b. Планета была обнаружена транзитным методом и подтверждена методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.
HAT-P-38 (GSC 2314-00559) - звезда главной последовательности позднего G-класса. Ее масса оценивается в 0.89 + 0.04 солнечных масс, радиус - в 0.92 ^+0.09/_-0.07 солнечных радиусов, светимость составляет 0.62 ^+0.16/_-0.1 светимостей Солнца. Содержание тяжелых элементов в составе этой звезды незначительно превышает солнечное значение, возраст звезды оценивается в 10.1 + 4.8 млрд. лет. Система удалена от нас на 249 ⁺²⁶/_-19 пк.
Масса планеты HAT-P-38 b составляет 0.267 + 0.020 масс Юпитера (~0.89 массы Сатурна), радиус оценивается в 0.83 ^+0.09/_-0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.59 + 0.16 г/куб.см и второй космической скорости около 34 км/сек. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0523 + 0.0009 а.е. (~12 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.64 земных суток. Авторы открытия оценивают эффективную температуру планеты в 1082 + 55 К.
HAT-P-38 b пополнила собой короткий список транзитных планет с массами, близкими к массе Сатурна (т.е. попадающих в интервал от 0.1 до 0.4 масс Юпитера). На данный момент известно 12 таких планет. Их средняя плотность меняется почти в 4 раза - от 0.3 г/куб.см у планеты HAT-P-12 b до 1.3 г/куб.см у планеты HD 149026 b, что отражает разную долю тяжелых элементов и, соответственно, разную массу ядра. По расчетам авторов открытия, горячий сатурн HAT-P-38 b имеет ядро из тяжелых элементов с массой около 25 масс Земли.

Известные транзитные экзопланеты на плоскости "Масса - Радиус". Зеленым треугольником показана HAT-P-38 b, серыми квадратами - планеты Солнечной системы. Синими пунктирными линиями указаны линии равной плотности - 0.1, 0.3, 0.9, 3.0, 9.0, 25.0 и 100 г/куб.см.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5075v1.pdf

 

8 февраля 2012
Массивная планета-гигант у затменно-переменной двойной RR Резца

Мир внесолнечных планет уже полтора десятка лет поражает нас своим разнообразием. Помимо планетных систем, напоминающих Солнечную систему, астрономы обнаружили горячие юпитеры и суперземли, массивные планеты на высокоэксцентричных и ретроградных орбитах, планеты, испаряющиеся прямо у нас на глазах, и многое другое. Среди удивительных открытий последних лет можно назвать и планеты, входящие в системы двойных звезд, планеты, вращающиеся вокруг пары звезд как целого.
RR Cae - затменно-переменная двойная, состоящая из белого и красного карликов, вращающихся вокруг общего центра масс и делающих один оборот за 7.3 часов. Один раз за период тусклый красный карлик затмевает собой яркий белый, что приводит к значительному (на 1.8 звездных величины) падению общего блеска системы. Масса белого карлика оценивается в 0.44 солнечных масс, масса красного - в 0.182 масс Солнца. Из-за маленьких размеров белого карлика падение блеска во время затмения происходит очень резко, что позволяет определять время наступления транзитов с высокой точностью.
Группа китайских астрономов сравнила реальное время наступления транзитов в этой системе с предвычисленным, и обнаружила, что моменты наступления транзитов испытывают периодические колебания с амплитудой 14.3 сек и периодом ~11.9 лет. Эти колебания могут быть вызваны гравитационным влиянием третьего тела, возмущающего движение обеих звезд. Минимальная масса (параметр m sin i) этого тела оценивается в 4.2 + 0.4 масс Юпитера, большая полуось орбиты составляет 5.3 + 0.6 а.е., орбита практически круговая. Если наклонение орбиты объекта окажется больше 17.6њ, перед нами планета-гигант, если меньше - коричневый карлик.
Помимо синусоидальных колебаний, время наступления транзитов испытывает дополнительный дрейф, что говорит о наличии в данной системе еще одного небесного тела на широкой орбите (с периодом больше 26 лет).
Открытие китайских астрономов подтверждает широкую распространенность планетных систем в Галактике, в том числе и у двойных звезд.

Зависимость от времени разницы между реальными моментами наступления транзитов в системе RR Cae и предвычисленными. Видно, что эта разница складывается из синусоидального сигнала, вызванного гравитационным влиянием планеты-гиганта на круговой орбите, и параболического, вызванного небесным телом неизвестной природы на очень широкой орбите.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.4205v1.pdf

 

6 февраля 2012
Плотная упаковка и орбитальные резонансы: многопланетные системы Kepler-31 и Kepler-32

В настоящее время продолжается активное изучение многопланетных транзитных систем, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Многие из них отличаются от Солнечной системы плотной упаковкой нескольких планет на тесных орбитах, причем между планетами наблюдаются орбитальные резонансы - иначе говоря, орбитальные периоды планет соотносятся друг с другом как небольшие числа (2:1, 3:1, 3:2 и т.д.). В Солнечной системе нет планет, связанных простыми орбитальными резонансами, но такие резонансы наблюдаются в системах спутников планет-гигантов (например, у галилеевых спутников Юпитера).
К сожалению, многие звезды, возле которых Кеплер обнаружил транзитные кандидаты в планеты, слишком тусклы для подтверждения планетной природы кандидатов методом измерения лучевых скоростей. На помощь приходит метод тайминга транзитов. Правда, этот метод измерения масс планет менее точен, чем метод лучевых скоростей, но и он позволяет оценить массы кандидатов и подтвердить (или опровергнуть) их планетную природу.

В статье В.Боруцки с коллегами, опубликованной в Архиве электронных препринтов 25 января, в числе прочих описываются многопланетные системы Kepler-31 и Kepler-32 и делается попытка оценить массы хотя бы некоторых планет, входящих в их состав.

Kepler-31 - звезда главной последовательности спектрального класса F. Ее масса оценивается в 1.21 + 0.17 масс Солнца, радиус - в 1.22 + 0.24 радиусов Солнца, светимость почти в 3 раза превышает солнечную. Расстояние до системы не сообщается, но, исходя из светимости и видимой величины звезды Kepler-31 (+15.2) его можно оценить в 1770 пк.
Звезда демонстрирует 4 транзитных сигнала глубиной 196, 1942, 1764 и 1035 ppm с периодами, соответственно, 9.6172 + 0.0005, 20.8613 + 0.0002, 42.6318 + 0.0005 и 87.6451 + 0.0014 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетным кандидатам с радиусами 1.3 + 0.3, 4.3 + 0.8, 4.2 + 0.8 и 3.1 + 0.7 радиусов Земли. Все четыре кандидата близки к орбитальному резонансу 8:4:2:1 (т.е. пока внешняя планета делает один оборот вокруг звезды, более близкая делает два оборота, еще более близкая - четыре, а внутренняя - восемь). Самая внутренняя планета вращается на расстоянии 0.09 а.е. от звезды (т.е. является горячей суперземлей), остальные три имеют размеры нептунов и расположены на расстоянии 0.16, 0.26 и 0.4 а.е.
К сожалению, только две планеты в этой системе оказались подтверждены методом тайминга транзитов - нептуны Kepler-31 b и Kepler-31 c с орбитальными периодами 20.8613 + 0.0002 и 42.6318 + 0.0005 земных суток. Остальные (самая внутренняя и самая внешняя) остаются в статусе планетных кандидатов. Массы планет, оцененные по их гравитационному влиянию вдруг на друга, определены пока с огромными погрешностями и составили 18.4 + 35.5 и 34.9 + 21.2 масс Земли, но, по крайней мере, в их планетной природе можно не сомневаться. Все четыре планеты системы горячее Меркурия.

Kepler-32 - красный карлик спектрального класса M или позднего K. Температура его фотосферы оценивается в 3900 + 200К, масса составляет 0.58 + 0.05 масс Солнца, радиус - в 0.53 + 0.04 радиуса Солнца, светимость близка к 0.06 солнечных.
Звезда Kepler-32 демонстрирует 5 транзитных сигналов глубиной 215, 1642, 1579, 1897 и 385 ppm с периодами 0.74296 + 0.00007, 2.8960 + 0.0003, 5.90124 + 0.00010, 8.7522 + 0.0003 и 22.7802 + 0.0005 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетным кандидатам с радиусами 1.5 + 0.1, 2.7 + 0.2, 4.1 + 0.4, 3.7 + 0.4 и 4.9 + 0.4 радиусов Земли. Самая внутренняя планета вращается на расстоянии 0.013 а.е. от звезды, остальные расположены на расстояниях 0.033, 0.05, 0.09 и 0.13 а.е.
Как и в случае системы Kepler-31, методом тайминга транзитов удалось подтвердить планетную природу только двух кандидатов из пяти: Kepler-31 b с периодом 5.90124 суток и Kepler-31 c с периодом 8.7522 суток (в порядке удаления от звезды - третью и четвертую планеты). Обе планеты чрезвычайно близки к орбитальному резонансу 3:2. Массы планет, оцененные по их гравитационному влиянию друг на друга, составляют 7.2 + 4.1 и 5.2 + 3.5 земных масс. Температурный режим внешней из подтвержденных планет грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5415v1.pdf

 

3 февраля 2012
Трехпланетная система Kepler-30

В планетных системах, имеющих два и более транзитных кандидата, планетная природа кандидатов может быть подтверждена методом тайминга транзитов. Для тусклых звезд, уже непригодных для подтверждения наличия планет методом измерения лучевых скоростей, метод тайминга продолжает работать.
К настоящему времени американским космическим телескопом им. Кеплера обнаружено более 170 планетных систем, включающих в себя две или более транзитных планет. Гравитационное взаимодействие планет друг с другом приводит к взаимному возмущению их орбит и к отклонению реального времени наступления транзитов от предвычисленного (сделанного в предположении отсутствия возмущений). Моделируя этот процесс и сравнивая результаты моделирования с наблюдениями, можно независимо подтвердить, что обе (или несколько, если их больше двух) транзитные планеты входят в состав одной планетной системы (т.е. не являются ложными открытиями).

25 января 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья В.Боруцки с коллегами, посвященная подтверждению планетной природы нескольких транзитных кандидатов Кеплера методом тайминга транзитов. Среди рассмотренных систем была и трехпланетная система Kepler-30.
Kepler-30 (KOI-806, KIC 3832474) - солнцеподобная звезда главной последовательности спектрального класса G. Ее масса оценивается в 0.99 + 0.08 солнечных масс, радиус - в 0.95 + 0.12 солнечных радиусов, светимость близка к 0.74 солнечных. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.5), его можно грубо оценить в 1200 пк.
Кривая блеска Kepler-30 демонстрирует 3 транзитных сигнала глубиной 1115, 19862 и 10175 ppm (1 ppm - одна миллионная звездной величины) с периодами, соответственно, 29.33 + 0.02, 60.3251 + 0.0008 и 143.21 + 0.01 земных суток. Глубина транзитов соответствует планетам с радиусами 3.7 + 0.5, 14.4 + 1.8 и 10.7 + 1.4 радиусов Земли. Иначе говоря, внутренняя планета системы Kepler-30 является нептуном, а обе внешние планеты - газовыми гигантами. Из-за высокой массы внешних планет отклонения времени наступления транзитов внутренней планеты достигают земных суток! Особенно сильно на внутреннюю планету Kepler-30 b влияет средняя планета Kepler-30 c, с которой они находятся недалеко от орбитального резонанса 2:1.
Моделируя данную систему, авторы статьи получили верхние пределы на массы всех трех планет. Максимальная масса внутренней планеты составляет 0.2 масс Юпитера, средней - 9.1 масс Юпитера, внешней - 17 масс Юпитера. При больших массах планет система становится динамически неустойчивой. Реальные массы планет, оцененные по величине отклонения наступления времени транзитов, гораздо меньше верхнего предела и составляют 4 + 0.5, 219 + 28 и 30.7 + 3.6 земных масс для внутренней, средней и внешней планеты. Эксцентриситеты их орбит явно невелики, но пока неизвестны.
Кроме того, авторы статьи оценили вероятность ложного открытия планет в этой системе в результате имитации транзитного сигнала затменно-переменной звездой фона. По мнению американских астрономов, эта вероятность составляет всего 2 10^-4.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.5415v1.pdf

 

21 января 2012
Вторая планета в системе HD 37605

В Энциклопедии внесолнечных планет появились сведения о второй планете в системе оранжевого карлика HD 37605. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды.

Первая планета в системе HD 37605 была открыта еще в 2004 году. Ею оказался гигант на резко эксцентричной орбите с минимальной массой (параметром m sin i), равной 2.84 масс Юпитера. Планета вращалась вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.26 + 0.1 а.е. и делала один оборот за 54 земных суток, эксцентриситет ее орбиты достигал 0.737 + 0.1! HD 37605 b оказалась первой экзопланетой, открытой на телескопе им. Хобби-Эберли (Hobby-Eberly Telescope) с помощью спектрографа HRS.
Наблюдения за звездой были продолжены. Через несколько лет выяснилось, что лучевая скорость HD 37605 демонстрирует дополнительный дрейф, говорящий о наличии в системе еще одного небесного тела на более широкой орбите. Наконец, 8 лет спустя после открытия первой планеты параметры дополнительного тела были определены с достаточной точностью.
HD 37605 c - массивный гигант на круговой орбите. Его минимальная масса оценивается в 3.38 + 0.04 масс Юпитера, большая полуось орбиты составляет 3.82 + 0.02 а.е., орбитальный период - 2720 + 58 земных суток (~7.4 года). Температурный режим новой планеты очень близок к температурному режиму Юпитера.
Вместе с определением параметров внешней планеты были уточнены параметры внутренней. Так, измеренный эксцентриситет орбиты HD 37605 b снизился с 0.737 до 0.677, а величина большой полуоси немного выросла - с 0.26 до 0.28 а.е.
Обе планеты прекрасно укладываются в закономерность, подмеченную для звезд с высоким содержанием тяжелых элементов. Чем выше металличность звезды, тем выше вероятность обнаружить рядом с ней массивную планету-гигант. Металличность [Fe/H] звезды HD 37605 достигает 0.39 + 0.07!
Отмечу, что количество маломассивных планет (нептунов и планет земного типа) от металличности родительских звезд почти не зависит.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.6985v1.pdf

 

19 января 2012
KIC 12557548 b: испаряющаяся планета

Каждый день космический телескоп им. Кеплера преподносит новые сюрпризы. Среди недавних открытий - транзитные планеты, чьи размеры меньше Земли, транзитные планеты, вращающиеся сразу вокруг пары звезд, транзитные планеты, пережившие погружение в атмосферу красного гиганта. Наконец, 13 января 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная странной звезде на поле Кеплера KIC 12557548. Звезда демонстрирует транзитный сигнал постоянного периода (15.685 часов), но резко переменной амплитуды.

Переменная глубина транзитов в системе KIC 12557548

Звезда KIC 12557548 - оранжевый карлик спектрального класса K5 V - K7 V. Ее масса оценивается в 0.7 ^+0.08/_-0.04 солнечных масс, радиус - в 0.65 + 0.05 солнечных радиусов, светимость близка к 0.14 солнечных. Исходя из видимой звездной величины (+16.2) можно оценить и расстояние до этой звезды - оно составляет примерно 470 пк.
Что может вызвать переменную глубину транзитов? Может, перед нами двойная планета? Авторы статьи рассмотрели динамическую устойчивость такой системы и нашли, что она неустойчива. При орбитальном периоде в 15.685 часов большая полуось орбиты планеты должна составлять 0.013 а.е. (4.3 звездных радиуса!) Приливные силы, действующие со стороны звезды, здесь очень сильны, и наличие спутников у планет, вращающихся так близко от звезды, невозможно.
А может, это вообще не планета, а плотное облако силикатной пыли? Авторы рассмотрели землеподобную планету с массой 0.1 масс Земли и радиусом 0.5 радиусов Земли на орбите с большой полуосью 0.013 а.е. Они нашли, что температура дневного полушария такой планеты должна составлять ~2100 К. При этой температуре гранулы пироксена (очень распространенный минерал мантии Земли) сублимируют в течение примерно 3 10⁴ сек (8.3 часов). Раскаленная поверхность дневного полушария KIC 12557548 b "кипит", как поверхность приблизившейся к Солнцу кометы, извергая в космос струи газов и пироксеновой пыли. Эффективность этого процесса достигает примерно 1 массы Земли в миллиард лет - иначе говоря, планета разрушается прямо у нас на глазах.

Результат компьютерного моделирования пылевого хвоста планеты с массой 0.1 масс Земли и радиусом 0.5 радиусов Земли

Почему же не разрушаются другие горячие суперземли (такие, как 55 Cnc e с температурой дневного полушария 2800 K, или CoRoT-7 b с температурой поверхности 2500 K)? Авторы открытия считают, что дело в малой массе KIC 12557548 b. При массе каменных планет, составляющей несколько масс Земли, вторая космическая скорость превышает 25 км/сек, и струи горячего газа (так называемые термальные ветры Паркера) не могут преодолеть силу притяжения планеты. Однако с уменьшением массы планет эффективность этого процесса резко возрастает, и планета с массой в 2 массы Меркурия испарится полностью за 200 млн. лет.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1201/1201.2662v1.pdf

 

17 января 2012
Kepler-34 b и Kepler-35 b: планеты, вращающиеся вокруг пары звезд

Американский космический телескоп им. Кеплера продолжает радовать нас удивительными открытиями. На этот раз "зоопарк" внесолнечных планет пополнился двумя необычными экземплярами - планетами, вращающимися вокруг пары солнцеподобных звезд как целого.

Kepler-34 - затменно-переменная звезда, состоящая из двух солнцеподобных компонентов. Масса главного компонента составляет 1.048 + 0.003 солнечных масс, радиус - 1.162 + 0.003 солнечных радиусов, температура фотосферы оценивается в 5913 + 130К (т.е. звезда лишь немного ярче и горячее Солнца). Второй компонент очень похож на первый: его масса - 1.021 + 0.002 солнечных масс, радиус - 1.093 + 0.003 солнечных радиусов. Оба компонента вращаются друг вокруг друга по эллиптической орбите с большой полуосью 0.229 а.е. и эксцентриситетом 0.52, и делают один оборот за 27.7958 земных суток. Поскольку наклонение их орбиты составляет 89.858 + 0.008 градусов, звезды регулярно затмевают друг друга. Система удалена от нас на 1499 + 33 пк.
Помимо глубоких минимумов, вызванных взаимными затмениями звезд, кривая блеска системы демонстрирует также транзитный сигнал, вызванный проходом по диску обеих звезд планеты Kepler-34(AB) b. Масса планеты оценивается в 0.22 + 0.01 масс Юпитера (т.е. она немного меньше массы Сатурна), радиус - в 0.764 + 0.014 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности около 0.66 г/куб.см (чуть ниже средней плотности Сатурна). Планета вращается вокруг барицентра системы по эллиптической орбите с большой полуосью 1.09 + 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.18 + 0.02, и делает один оборот за 288.82 + 0.08 земных суток.
Климат новой планеты отличается большой причудливостью - сезоны много раз сменяют друг друга в течение года по мере того, как родительские звезды то приближаются к планете, то удаляются от нее, то затмевают друг друга. Грубо температурный режим Kepler-34(AB) b соответствует температурному режиму Венеры.

Kepler-35 - еще одна затменно-переменная звезда, чьи компоненты немного легче и холоднее нашего дневного светила. Масса главного компонента оценивается в 0.888 + 0.005 масс Солнца, радиус - в 1.028 + 0.002 радиусов Солнца, температура фотосферы составляет 5606 + 150К. Второй компонент несколько меньше - его масса равна 0.809 + 0.005 солнечных масс, радиус оценивается в 0.786 + 0.002 солнечных радиусов. Звезды вращаются вокруг общего центра масс по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.176 а.е. и эксцентриситетом 0.142 + 0.0015, и делают один оборот за 20.734 земных суток. Система удалена от нас на 1645 + 43 пк.
Как и звезды в системе Kepler-34, компоненты системы Kepler-35 регулярно затмевают друг друга, что проявляется глубокими минимумами на кривой блеска. Однако кроме провалов, вызванных взаимными затмениями звезд, кривая блеска системы демонстрирует также транзитный сигнал, вызванный проходом планеты по дискам обеих звезд.
Масса планеты Kepler-35(AB) b составляет 0.127 + 0.02 масс Юпитера (~40 масс Земли). Ее радиус - 0.728 + 0.014 радиусов Юпитера (т.е. планета является газовым гигантом), средняя плотность близка к 0.44 г/куб.см. Планета вращается вокруг барицентра системы по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.6035 + 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.042 + 0.007, и делает один оборот за 131.46 + 0.1 земных суток.
Температурный режим Kepler-35(AB) b грубо соответствует температурному режиму Меркурия - хотя, конечно, смена сезонов на этой планете очень необычна и зависит от взаимного положения звезд и их близости к планете.

Система Kepler-35 в представлении художника Lior Taylor.

Таким образом, количество найденных Кеплером планет, вращающихся сразу вокруг пары звезд, достигло трех (первой была система Kepler-16). При всей необычности таких систем они достаточно распространены - авторы открытия полагают, что в Галактике их несколько миллионов. Так это или нет, помогут выяснить дальнейшие наблюдения.

Информация получена: http://kepler.nasa.gov/news/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=180

 

13 января 2012
Три маленькие транзитные планеты у красного карлика KOI-961

2 января 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная изучению планетной системы KOI-961.
Звезда KOI-961 (KIC 8561063) расположена на поле Кеплера и уже более двух лет наблюдается одноименным космическим телескопом. Это тусклый красный карлик, чья видимая звездная величина составляет всего +16.1. Основные параметры KOI-961 были определены с большими погрешностями, достигающими 30-50% от измеряемых величин. Однако авторы статьи обнаружили, что спектр звезды очень похож на спектр близкой к Солнцу и прекрасно изученной звезды Барнарда (Gl 699). Тщательно сравнивая спектры звезды Барнарда и KOI-961, авторы уточнили параметры KOI-961 и нашли, что масса этой звезды равна 0.13 + 0.05 масс Солнца, радиус - 0.17 + 0.04 радиусов Солнца, температура фотосферы составляет 3068 + 174 K, а светимость - 2.4 10^-3+0.3 солнечных светимостей. Также обнаружилось, что звезда KOI-961 обладает значительным собственным движением, составляющим 0.431 + 0.008 угловых секунд в год. Расстояние до системы было оценено в 38.7 + 6.3 пк.
Кривая блеска KOI-961 демонстрирует 3 транзитных сигнала с периодами 0.453, 1.214 и 1.865 земных суток. Авторы статьи рассмотрели различные физические явления, способные имитировать транзитный сигнал, и нашли, что вероятность ложного открытия для каждой планеты меньше 1%. Все планеты в системе KOI-961 имеют радиус меньше радиуса Земли, самая маленькая из них по своим размерам сравнима с Марсом!
Итак, ближайшая к звезде планета KOI-961 c совершает один оборот всего за 0.453 земных суток, ее радиус оценивается в 0.73 + 0.20 радиуса Земли. Большая полуось ее орбиты составляет 0.006 а.е. (0.9 млн. км!), эффективная температура оценивается в 720 + 73 К.
Средняя планета (KOI-961 b) несколько больше - ее радиус достигает 0.78 + 0.22 радиуса Земли. Орбитальный период планеты - 1.214 земных суток, среднее расстояние до звезды - 0.0116 а.е. (1.74 млн. км). Эффективная температура средней планеты оценивается в 519 + 52 К.
И, наконец, размеры внешней планеты (KOI-961 d) лишь немного превышают размеры Марса - ее радиус составляет 0.57 + 0.18 радиусов Земли. Она вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0154 а.е. (2.3 млн. км) и делает один оборот за 1.865 земных суток. Эффективная температура внешней планеты оценивается в 450 + 45 К.
Массы всех трех планет пока неизвестны. Родительская звезда слишком тускла, чтобы измерить ее лучевую скорость с приемлемой точностью. Считая планеты каменными, авторы статьи нашли, что они должны наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой 1.1, 1.25 и 0.33 м/сек - что находится за пределами возможностей даже лучших наземных спектрографов.

Масса планет KOI-961 c, KOI-961 b и KOI-961 d в зависимости от их состава. Жирными серыми линиями показаны теоретические зависимости радиусов от массы для чисто железных, чисто каменных и чисто ледяных планет. Треугольниками показаны планеты Солнечной системы Меркурий, Марс, Земля и Венера. Красная, серая и синяя заштрихованные области показывают возможное положение на плоскости "Масса - Радиус" планет KOI-961 c, KOI-961 b и KOI-961 d.

Информация получена: http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1201/1201.2189v1.pdf

 

10 января 2012
Четыре новых транзитных горячих гиганта от HATNet

Обзор HATNet (Hungarian-made Automated Telescope Network) основан на работе 6 автоматических телескопов с широким полем зрения, 4 из которых расположено на обсерватории им. Фреда Лоуренса в Аризоне, а 2 - на территории Смитсоновской астрофизической обсерватории на Гавайях. Каждую ясную ночь эти телескопы снимают кривые блеска сразу множества звезд от +9 до +14.5 видимой звездной величины с целью поиска транзитов - регулярных незначительных ослаблений блеска, вызванных проходом планеты по диску своей звезды. С 2006 года в рамках этого обзора были обнаружены 33 транзитные планеты, большей частью - горячие гиганты.
4 января в Архиве электронных препринтов появилась статья большого коллектива авторов, посвященная открытию еще четырех транзитных экзопланет HAT-P-34 b, HAT-P-35 b, HAT-P-36 b и HAT-P-37 b. Все вновь открытые планеты также являются горячими гигантами. Самой интересной из этой четверки является планета HAT-P-34 b - массивный (3.33 + 0.21 масс Юпитера) гигант на эксцентричной орбите, делающий один оборот за 5.453 земных суток. Эксцентриситет его орбиты достигает 0.44 + 0.03! Авторы открытия отмечают, что многие массивные горячие юпитеры имеют орбиты, резко наклоненные к оси вращения своей звезды, и предсказывают такой же наклон для HAT-P-34 b.
Остальные планеты из четверки являются типичными горячими гигантами. Их свойства (как и свойства родительских звезд) приведены ниже в таблицах.

Табл. 1. Свойства родительских звезд

Звезда	HAT-P-34	HAT-P-35	HAT-P-36	HAT-P-37
Удаленность, пк	257 +22/-17	535 + 32	317 + 17	411 + 26
Масса, солнечных масс	1.39 + 0.05	1.24 + 0.05	1.02 + 0.05	0.93 + 0.04
Радиус, солнечных радиусов	1.53 +0.14/-0.1	1.44 + 0.08	1.10 + 0.06	0.88 +0.06/-0.04
Светимость, светимостей Солнца	3.63 +0.75/-0.51	2.55 +0.4/-0.3	1.03 + 0.15	0.62 +0.11/-0.09
Температура фотосферы, K	6442 + 88	6096 + 88	5560 + 100	5500 + 100
Металличность [Fe/H]	+0.22 + 0.04	+0.11 + 0.08	+0.26 + 0.1	+0.03 + 0.1

Табл. 2. Свойства планет

Планета	HAT-P-34 b	HAT-P-35 b	HAT-P-36 b	HAT-P-37 b
Масса, масс Юпитера	3.33 + 0.21	1.05 + 0.03	1.83 + 0.1	1.17 + 0.1
Радиус, радиусов Юпитера	1.20 +0.13/-0.09	1.33 + 0.1	1.26 + 0.07	1.18 + 0.08
Средняя плотность, г/куб.см	2.40 + 0.63	0.55 + 0.11	1.12 + 0.19	0.89 + 0.19
Период, сут.	5.45265	3.6467	1.3273	2.7974
Большая полуось орбиты, а.е.	0.0677 + 0.0008	0.0498 + 0.0006	0.0238 + 0.0004	0.0379 + 0.0006
Эксцентриситет	0.44 + 0.03	0.025 + 0.018	0.06 + 0.03	0.06 + 0.04
Эффективная температура, К	1520 + 60	1581 + 45	1823 + 55	1271 + 47

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1201.0659v2.pdf

 

1 января 2012
Огарки планет: система KOI-55

Что происходит с планетами на тесных орбитах, когда их родительская звезда сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант? Казалось бы, ответ очевиден: планеты тонут в протяженной атмосфере красного гиганта и разрушаются, испаряются, становясь частью вещества звезды. Однако оказалось, что в некоторых случаях планеты могут "выжить", даже погрузившись глубоко в звездные недра.

В декабрьском (480-м) номере журнала Nature была опубликована статья, посвященная системе KOI-55 (KIC 5807616). Звезда KOI-55 находится на поле Кеплера, это голубой субкарлик спектрального класса sdB с температурой фотосферы 27730 + 270К и радиусом, примерно в 5 раз меньшим радиуса Солнца. Звезда находится на заключительном этапе своей эволюции: она уже прошла стадию главной последовательности, миновала стадию красного гиганта и теперь сжигает остатки гелия в своих недрах, постепенно превращаясь в углеродно-кислородный белый карлик. Масса звезды оценивается в 0.496 + 0.002 масс Солнца, система удалена от нас на 1180 + 95 пк.

Звезда KOI-55 пульсирует, причем частота пульсаций испытывает небольшие колебания с периодами 5.76 и 8.23 часов. Ученые объяснили это гравитационным влиянием двух планет, вращающихся на удивительно тесных орбитах - всего 0.006 и 0.0076 а.е.! Планеты KOI-55.01 и KOI-55.02 не являются транзитными, однако уникальная чувствительность телескопа им. Кеплера позволила измерить слабые синусоидальные колебания яркости системы, вызванные сменой фаз этих планет! Оценив альбедо планет в 0.1, ученые определили их размеры, оказавшиеся равными 0.068 и 0.078 радиусов Юпитера (0.76 и 0.87 радиусов Земли).

Скорее всего. эти планеты являются остатками газовых гигантов, когда-то "проглоченных" раздувающейся звездой и утративших свои протяженные водородно-гелиевые оболочки. Температура внутренней планеты в подзвездной точке достигает 9 тыс. градусов, что в полтора раза выше, чем температура солнечной фотосферы! Возможно, обе планеты представляют собой огромные капли расплавленных металлов или океаны кипящей магмы.

Информация получена: http://www.nature.com/nature/journal/v480/n7378/full/nature10631.html
http://exoplanet.eu/star.php?st=KOI-55

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2