30 декабря 2012
18 тысяч потенциальных кандидатов Кеплера: работа над ошибками. Часть 2

Диаграммы с транзитными кандидатами Кеплера любезно предоставлены Виктором Ясинским.

Часть первая.

Итак, удаление из данных Кеплера транзитных событий с 0.16 > d > 0.04 (где d = duty cycle - отношение длительности транзита к орбитальному периоду транзитного кандидата) сразу снижает количество достойных дальнейшего рассмотрения кандидатов с 18406 до 7761, т.е. более чем вдвое. Но и это еще не все. Еще один артефакт обработки данных приводит к появлению большого количества ложных кандидатов с периодами 350-400 земных суток, и заметно меньшему - с половиной этого периода (т.е. 170-200 суток). В области периодов 350-400 суток количество ложных событий многократно превышает количество истинных транзитных кандидатов.
Как же нам найти иголку в стоге сена (тем более, что это именно те 'иголки', которые нам нужны, т.е. планеты земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд)?

В принципе, решение можно искать двумя путями. Первый путь - поиск планетных кандидатов в обитаемой зоне звезд, несколько более ярких или более тусклых, чем Солнце, что выводит их орбитальные периоды из 'лесополосы ложных кандидатов' в районе 350-400 земных суток. Второй путь - не пытаясь непосредственно отделить 'зерна от плевел' (это будет делать команда Кеплера), оценить количество реальных кандидатов, исходя из особенностей распределения транзитных кандидатов за пределами вышеупомянутой 'лесополосы'.

Сначала попробуем пойти по первому пути.
На графике ниже показаны транзитные события TCE на плоскости Орбитальный период - Радиус кандидата. Зелеными точками показаны кандидаты, попадающие в обитаемую зону своих звезд, синими точками - все остальные TCE. Мы видим, что, несмотря на то, что большинство 'зеленых точек' попадают в 'лесополосу ложных кандидатов', значительная часть потенциально обитаемых транзитных кандидатов находится вне ее и может считаться вполне реальной.

.

Второй график показывает то же самое, но в другом масштабе. Показаны транзитные события (TCE) с радиусом меньше 2 радиусов Земли и орбитальным периодом длиннее 50 земных суток. И на первом, и на втором графике зелеными точками показаны транзитные кандидаты, расположенные в обитаемой зоне своих звезд, синими точками - все прочие TCE.

Второй путь - попытаться оценить количество реальных кандидатов, попадающих в 'лесополосу ложных событий' с периодами 350-400 суток, исходя из предполагаемого плоского распределения количества планет в зависимости от логарифма орбитального периода. В интервале периодов от 300 до 325 суток известно 79 TCE с d < 0.04, в интервале от 325 до 350 суток - 254, от 350 до 375 суток - 1251, от 375 до 400 суток - 456, от 400 до 425 суток - 99. Даже если предположить, что количество реальных кандидатов не зависит от орбитального периода (а это не так - геометрическая вероятность транзитной конфигурации ~ 1/a ~ P^-3/2, где a - большая полуось орбиты, P - орбитальный период), то в интервал от 325 до 425 суток должно попадать максимум 79*4 = 316 кандидатов, а не 2060. А это значит, что как минимум 1744 транзитных события в интервале периодов от 325 до 425 земных суток являются ложными кандидатами (85%!). Это уменьшает количество реальных TCE с 7761 как минимум до 6017 (скорее всего, итоговая цифра будет еще меньше).

Транзитные события, соответствующие кандидатам разных радиусов. Серым отмечено количество всех транзитных событий, синим - TCE c d < 0.04 (т.е. удаленных от своей звезды больше, чем на 8 звездных радиусов), салатовым - количество транзитных событий после удаления "лесополосы ложных кандидатов" с периодами от 350 до 400 суток. Красным цветом показано количество KOI.

К сожалению, и это еще не конец. Среди транзитных событий, относящихся к одной звезде, часто наблюдаются пары кандидатов с разными радиусами и слегка отличающимися периодами (отношение периодов лежит в интервале от 1 до 1.1). И количество таких 'призраков' в общей выборке достигает 1192 штук!

Продолжение следует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf

 

 

24 декабря 2012
Кеплер: резкий рост числа нептунов по мере увеличения орбитального периода

Для полного понимания процесса планетообразования (да и для понимания нашего места в мире) важно знать, как часто встречаются планеты разных типов и каково типичное строение планетных систем. Поэтому одной из главных задач миссии 'Кеплер' является сбор статистических данных о планетных системах Галактики (точнее, звезд галактического диска). Какие планеты встречаются чаще - маленькие или крупные? Насколько типичны круговые орбиты планет? Сколько звезд в Галактике имеют планетные системы? Является ли строение Солнечной системы типичным, редким или вообще уникальным?

21 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья двоих американских астрономов китайского происхождения С.Донг и Ж. Жу из Принстонского университета, посвященная распределению планетных кандидатов Кеплера в зависимости от их радиуса и орбитального периода. Были рассмотрены планетные кандидаты с радиусами, большими одного радиуса Земли, и орбитальными периодами, не превышающими 250 земных суток. Авторы статьи нашли, что количество планет средних размеров ('нептунов') заметно растет с увеличением периода (dN/d logP ~ P^0.7+0.1), в то время как количество небольших планет (суперземель и земель) зависит от периода очень мало (плоское распределение).

Частота встречаемости планет разных размеров в зависимости от их орбитального периода, отнесенная к одной звезде. Черным цветом показано суммарное распределение для планет всех размеров

В целом примерно 30% звезд имеют рядом с собой планеты небольшого размера (земли и суперземли) с орбитальными периодами короче 250 суток; ~7% звезд имеют планеты среднего размера (4-8 радиусов Земли), и ~2.5% звезд имеют планеты-гиганты. Всего количество звезд, имеющих хотя бы одну планету любого размера с орбитальным периодом короче 250 суток, достигает 60%. Этот результат согласуется с результатами, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд: так, по данным Женевской группы, около 50% звезд имеют хотя бы одну планету любой массы с орбитальным периодом меньше 100 земных суток.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.4853.pdf

 

 

23 декабря 2012
18 тысяч потенциальных кандидатов Кеплера: работа над ошибками. Часть 1

Диаграммы с транзитными кандидатами Кеплера любезно предоставлены Виктором Ясинским.

12 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная первым, самым предварительным итогам наблюдений Кеплера за первые 12 наблюдательных кварталов. Прогнав полученные данные через алгоритм поиска транзитных событий, кеплеровцы обнаружили 18406 потенциальных транзитных событий у 11087 звезд. Далеко не все из них окажутся реальными планетными кандидатами. И некоторые выводы о количестве и свойствах ложных кандидатов можно сделать уже сейчас.

На диаграммах ниже показаны 'транзитные события Кеплера' (далее TCE, показаны синим цветом) и уже проверенные транзитные кандидаты из списка KOI (показаны красным) на плоскости Эффективная температура транзитного кандидата - Радиус кандидата, в разных масштабах.

Сразу же в глаза бросается обилие очень горячих (а значит, и очень близких к звезде) кандидатов, образующих широкий высокотемпературный 'хвост'. Чтобы разобраться с этим 'хвостом', рассмотрим отношение длительности транзита каждого кандидата к его орбитальному периоду. Этот параметр (в оригинальной статье его называют duty cycle, d) зависит от ширины орбиты, выраженной в звездных радиусах. Для круговой орбиты

d = (2 arc sin R/a)/360,

где R - радиус звезды, a - большая полуось орбиты планеты, а все углы выражены в градусах.

Для объекта, вращающегося непосредственно над звездной поверхностью, он равен 0.5. Для круговой орбиты в 2 звездных радиуса его величина уменьшается до 0.16, для орбиты в 8 звездных радиусов - до 0.04.

Если посмотреть на график количества 'транзитных событий' в зависимости от d, мы увидим интересную картину. На малых d на графике наблюдается резкий максимум, при d = 0.04 функция проходит пологий минимум, а потом снова начинает возрастать. То есть алгоритм поиска TCE обнаруживает ОГРОМНОЕ КОЛИЧЕСТВО транзитных событий на очень тесных орбитах, от 2 до 8 звездных радиусов. Отметим, что все обзоры, как транзитные, так и основанные на методе измерения лучевых скоростей родительских звезд, напротив, показывают РЕЗКИЙ ДЕФИЦИТ планет всех размеров на орбитах теснее 8 звездных радиусов. Поэтому мы смело можем считать все TCE с d > 0.04 ложными кандидатами и дальше не рассматривать. Да, возможно, мы 'выплеснем' таким образом несколько десятков реальных сверхгорячих планет, но зато нам не придется искать иголку в стоге сена, перелопачивая ради них тысячи ложных кандидатов.

Распределение числа кандидатов в зависимости от отношения длительности транзита и орбитального периода. Сверху показано распределение для всех рассмотренных кандидатов, снизу - только для тех 7729 кандидатов, у кого этот параметр меньше 0.04 (т.е. чьи орбиты шире 8 звездных радиусов).

Что интересно, после удаления транзитных событий с 0.04 < d < 0.16 распределение параметров оставшихся TCE стало очень напоминать аналогичное распределение для KOI (до периодов ~170 земных суток).

Ниже показаны транзитные кандидаты Кеплера на плоскости Орбитальный период - радиус кандидата (снова в разных масштабах). Но теперь транзитные кандидаты с 0.16 > d > 0.04 (с большой полуосью орбиты от 2 до 8 звездных радиусов) показаны серым цветом, а с d < 0.04 (большая полуось орбиты больше 8 звездных радиусов) - синим цветом. Красным, как и раньше, показаны транзитные кандидаты из списка KOI.

Из графиков видно, что поведение "синих" и "красных" кандидатов в интервале периодов от 3 до ~150 земных суток практически неотличимо одно от другого, а значит, процент ложных кандидатов среди TCE с d < 0.04 невелик и не превышает аналогичного параметра у KOI.

Однако на больших периодах мы сталкиваемся с другим источником ложных кандидатов.

Еще один артефакт обработки данных приводит к появлению большого количества транзитных событий с периодами около 372 суток (орбитальный период самого Кеплера), и гораздо меньшего количества на половине этого периода (т.е. около 186 суток). Подавляющее большинство TCE в этой области периодов являются ложными кандидатами.

Продолжение следует.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf

 

 

22 декабря 2012
У звезды тау Кита, возможно, есть пять планет

Тау Кита (HD 10700, HR 509, GJ 71) - ближайшая к Солнцу (расстояние 3.650 + 0.002 пк) одиночная солнцеподобная звезда. Ее спектральный класс G8.5 V, масса оценивается в 0.783 + 0.012 солнечных масс, радиус - в 0.793 + 0.004 солнечных радиусов, светимость составляет 0.488 + 0.01 светимостей Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их в 3.5 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст тау Кита оценивается в 5.8 млрд. лет.
У звезды известен околозвездный пылевой диск, простирающийся от нее до расстояния ~55 а.е. и примерно в 10 раз более массивный, чем аналогичный диск вокруг Солнца. Это говорит о том, что тау Кита окружена собственным поясом Койпера, аналогичному поясу Койпера в Солнечной системе.
Многие свойства этой звезды делают ее привлекательной целью для поиска планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Она одиночна, ярка, близка к Солнцу, имеет очень низкий уровень хромосферной активности. Однако до сих пор никаких планет у тау Кита обнаружить не удавалось: у лучевой скорости этой звезды отсутствуют колебания с амплитудой больше 2 м/сек. Это означает, что в этой системе нет планет-гигантов и нептунов на тесных орбитах.
За прошедшие годы звезда тау Кита активно наблюдалась сразу несколькими инструментами. Было получено 4398 единичных замеров лучевой скорости на HARPS, охватывающие период в 2142 дня, 978 замеров на UCLES (в рамках Англо-Австралийской программы поиска планет) и 567 замеров на HIRES (охватывающих период в 3446 дней). На первый взгляд, зависимость лучевой скорости тау Кита от времени является 'плоской', т.е. хаотично меняется в интервале 2.9 м/сек.

18 декабря 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья многочисленного коллектива ученых под руководством известного финского астронома Микко Туоми, посвященная анализу всего массива полученных данных. Применив к данным мощные математические методы, астрономы обнаружили пять периодических сигналов с полуамплитудами 0.64, 0.75, 0.59, 0.58 и 0.58 м/сек, соответствующие планетам с минимальными массами 2.0, 3.1, 3.6, 4.3 и 6.6 масс Земли, имеющим орбитальные периоды 13.965, 35.36, 94.1, 168 и 642 земных суток. Поскольку точность единичного замера лучевой скорости близка к 1 м/сек, сигналы были скрыты под шумами и потребовали для своего выделения богатой статистики. Но даже и в этом случае результаты, полученные группой Туоми, могут считаться лишь предварительными и нуждаются в независимом подтверждении.

Какой же предстает перед нами планетная система тау Кита? Все ее 5 планет маломассивны и движутся по орбитам, очень близким к круговым, подобно орбитам планет Солнечной системы. Эксцентриситет орбиты ближайшей к звезде планеты, HD 10700 b, оценивается в 0.16, эксцентриситеты орбит остальных планет не превышают 0.08. Две внутренние планеты с большой полуосью орбит 0.105 и 0.195 а.е. оказываются горячее Меркурия, третья планета, удаленная от звезды на 0.374 а.е., имеет температурный режим, средний между температурными режимами Меркурия и Венеры, четвертая планета с а = 0.552 а.е. получает чуть меньше тепла, чем наша Венера, пятая планета имеет температурный режим Главного пояса астероидов. Ни одна из них не напоминает Землю и не может считаться потенциально обитаемой. 
Авторы открытия проанализировали динамическую устойчивость системы (в предположении компланарных орбит), и нашли ее устойчивой даже для масс планет, в 40 раз превышающих минимальные значения). 

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.4277v1.pdf

 

 

14 декабря 2012
Кеплер: 18 тысяч потенциальных транзитных кандидатов