 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
30 декабря 2012
18 тысяч потенциальных кандидатов Кеплера: работа над ошибками. Часть 2
Диаграммы с транзитными кандидатами Кеплера любезно предоставлены Виктором Ясинским.
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 ~ P0.7+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 размеровВ 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
12 декабря в Архиве электронных препринтов появилась статья группы Кеплера, посвященная первым, самым предварительным итогам наблюдений за первые 3 года работы миссии (точнее, за период с 12 мая 2009 года по 28 марта 2012 года). Предварительная обработка данных позволила обнаружить 18 406 потенциальных транзитных кандидатов у 11 087 звезд. Проверка используемого алгоритма поиска транзитных сигналов на уже известных транзитных системах (KOI) позволило определить эффективность алгоритма - она составила 98.3%.
Это, конечно, еще не настоящие транзитные кандидаты, а то, что можно назвать 'кандидатами в кандидаты'. Многие из них отсеются при дальнейшей более тщательной проверке. И, тем не менее, общий объем данных, полученных Кеплером, ошеломляет. Где-то там, среди 18 тысяч кандидатов, почти наверняка затерялись и аналоги Земли - планеты земного типа у солнцеподобных звезд.
Космический телескоп им. Кеплера находится на гелиоцентрической 372-дневной орбите и медленно удаляется от Земли, отставая от нее в своем орбитальном движении. Он непрерывно наблюдает так называемое 'поле Кеплера' - богатое звездное поле общей площадью около 115 квадратных градусов в области созвездий Лебедя и Лиры. Чтобы избежать засветки от Солнца и одновременно получать достаточно энергии от солнечных батарей, телескоп каждые 93 земных суток поворачивается на 90 градусов относительно своей продольной оси. Эти 93-дневные периоды называются наблюдательными кварталами. В статье описываются результаты наблюдений, полученные в течение первых 12-ти кварталов.
Общее количество звезд, наблюдаемых Кеплером, превышает 192 тысяч. Из них 112 321 звезда наблюдалась в течение всех 12 наблюдательных кварталов, а 79 992 звезды - только часть этого времени. 28 826 звезд мониторились на протяжении 8 кварталов или меньше, 43 339 звезд - на протяжении 9-10 кварталов, 7 819 звезд - 11 кварталов.
Кривые блеска звезд анализировались автоматически с помощью TPS-алгоритма, отыскивающего в данных потенциальные транзитные сигналы. Алгоритм отбирает события, включающие в себя не меньше 3 транзитов, для которых отношение сигнал/шум превышает 7, а отношение длительности транзита и орбитального периода меньше 0.16 (для сравнения, для Земли этот параметр составляет 7.4ћ10-4).Что же можно сказать о полученной выборке?
Большинство транзитных кандидатов (точнее, конечно, 'кандидатов в кандидаты') имеет орбитальный период меньше 50 земных суток. Этого и следовало ожидать, поскольку транзитный метод поиска экзопланет наиболее чувствителен к планетам на тесных орбитах (геометрическая вероятность транзитной конфигурации ~ Rstar /a). Кроме того, наблюдается необычный избыток количества кандидатов с периодами от 300 до 400 земных суток. Скорее всего, этот избыток является артефактом обработки данных. В целом, орбитальные периоды кандидатов лежат в интервале от 0.5 до 525 земных суток.
Распределение кандидатов по орбитальным периодам. Избыток кандидатов с периодами от 300 до 400 земных суток вызван особенностями обработки данных, связанными с тем, что каждые 93ћ 4 = 372 суток телескоп делает полный оборот вокруг своей оси (это приводит к появлению в данных 'ложных транзитов').Ниже показано распределение количества кандидатов в зависимости от глубины транзита (фактически, от их физического размера, поскольку большинство звезд, наблюдаемых Кеплером - солнцеподобные). Заметно резкое увеличение количества кандидатов с уменьшением глубины транзита. Большинство транзитных событий имеют глубину 20-30 ppm (для сравнения - транзит Нептуна по диску Солнца имел бы глубину ~1300 ppm, а транзит Земли - 84 ppm), что говорит о широчайшей распространенности небольших планет с размерами порядка размеров Меркурия и Марса.
Распределение числа кандидатов в зависимости от глубины транзита. Вверху показана эта зависимость для транзитных событий глубиной меньше 1000 ppm, внизу - для событий глубиной меньше 100 ppm.Измерение отношения длительности транзита к орбитальному периоду также позволяет автоматически отсеивать ложные кандидаты. Для реальной планеты это отношение должно быть достаточно маленьким (~0.04 для планеты, вращающейся на расстоянии 8 звездных радиусов и 7.4ћ10-4 для аналога Земли, вращающегося вокруг аналога Солнца на расстоянии 1 а.е.). Как мы видим, распределение количества транзитных кандидатов в зависимости от отношения длительности транзита к орбитальному периоду вблизи 0.04 как раз проходит минимум. События с бОльшим значением этого параметра, скорее всего, являются ложными кандидатами. Резкий всплеск числа кандидатов с малым значением параметра соответствует транзитным планетам на широких орбитах.
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).В феврале 2013 года группа Кеплера планирует представить уже не предварительные, а обработанные данные, полученные за первые 12 кварталов. Ждем новых открытий!
Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1212.2915.pdf
12 декабря 2012
Два нептуна в системе KOI-1215
Последней планетной системой, впервые рассмотренной У Яньцинь и Йорамом Литвиком, является транзитная система KOI-1215, включающая в себя два горячих нептуна с радиусами 2.92 и 3.36 радиусов Земли. В отличие от двух предыдущих систем, планеты в которых вращаются по круговым орбитам, система KOI -1215 содержит планеты на явно эксцентричных орбитах, что не позволяет точно оценить их массы.
KOI-1215 - слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G0. Ее радиус оценивается в 1.65 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 5946К. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.42), его можно грубо оценить в 927 пк.
Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 17.3244 и 33.0059 земных суток; планеты близки к орбитальному резонансу 2:1. Поскольку анализ данных указывает на значительный эксцентриситет обеих планет, метод тайминга позволяет определить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу внутренней планеты составляет 0.344 + 0.186 масс Юпитера, верхний предел на массу внешней - 0.091 + 0.074 масс Юпитера. Истинные массы планет, очевидно, в несколько раз меньше.
Эффективные температуры планет в этой системе оцениваются группой Кеплера в 903 и 728К.Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt
10 декабря 2012
Трехпланетная система оранжевого карлика KOI-156
Среди 22 пар планет, изученных У Яньцинь и Йорамом Литвиком, была рассмотрена и трехпланетная система KOI-156. Канадские астрономы первыми проанализировали небольшие периодические вариации времени наступления транзитов, вызванные гравитационным влиянием планет друг на друга, и оценили их массы.
KOI-156 - звезда главной последовательности спектрального класса K. Ее радиус оценивается группой Кеплера в 0.69 солнечных радиусов, температура фотосферы составляет 4619К. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины, его можно грубо оценить в 200 пк.
Кривая блеска звезды демонстрирует три транзитных сигнала с периодами 5.18855, 8.0432 и 11.77615 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусом 1.18, 1.60 и 2.53 радиусов Земли. Две внешние планеты близки к резонансу 3:2 и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить с помощью тайминга транзитов. Влияние внутренней планеты пока зафиксировать не удалось, и она остается в статусе планетного кандидата.
Анализ вариаций времени наступления транзитов показал, что орбиты двух внешних планет очень близки к круговым (их средний эксцентриситет составляет всего 0.007). Верхние пределы на массы оцениваются в 2.4 + 1.3 масс Земли для средней планеты и 3.8 + 3.7 масс Земли для внешней планеты, соответственно. Скорее всего, истинные массы несколько меньше, поскольку эксцентриситеты их орбит хоть и близки к нулю, но не равны ему. Это приводит к довольно низким средним плотностям - 3.24 + 1.78 г/куб.см для средней планеты и 1.31 + 1.27 г/куб.см для внешней. Скорее всего, обе планеты или включают в себя значительную долю льдов, или окружены протяженной водородно-гелиевой атмосферой.
Эффективные температуры планет в этой системе оцениваются группой Кеплера в 722, 623 и 549К, т.е. все они оказываются горячее Меркурия.Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf
http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb19.txt
7 декабря 2012
Об эксцентриситетах планет Кеплера
31 октября в Архиве электронных препринтов появилась статья двух астрономов из университета г. Торонто (Канада) У Яньцинь (Yanqin Wu) и Йорама Литвика (Yoram Lithwick), посвященная исследованию средней плотности и орбитального эксцентриситета планет Кеплера. Авторы статьи рассмотрели 22 многопланетные транзитные системы (17 опубликованных ранее и 5 новых), в которых пары планет близки к орбитальному резонансу и возмущают орбиты друг друга достаточно сильно, чтобы их массы могли быть измерены методом тайминга транзитов.
Как оказалось, примерно 3/4 пар планет демонстрируют признаки очень маленького эксцентриситета, порядка 0.01, тогда как 1/4 имеют эксцентриситеты ~0.1-0.4. Для планет с низким эксцентриситетом стало возможным оценить их массу и среднюю плотность, а также вторую космическую скорость. У Яньцинь и Йорам Литвик нашли, что зависимость массы планет от их радиуса неплохо аппроксимируется формулойM ~ 3 MЗемли (R/R Земли),
что означает быстрое уменьшение средней плотности с увеличением радиуса планеты и приводит к примерно одинаковой второй космической скорости ~ 20 км/сек.
Кроме того, авторы обнаружили, что средняя плотность всех рассмотренных планет с радиусами, превышающими 3 радиуса Земли, оказалась меньше плотности воды. Это означает, что такие планеты окружены протяженными водородно-гелиевыми атмосферами, чья масса составляет примерно половину их полной массы. Более компактные планеты (с радиусом меньше 3 радиусов Земли) могут иметь среднюю плотность как выше, так и ниже плотности воды. При этом более горячие планеты обычно мельче и плотнее, и состоят в основном из каменных пород (масса атмосферы не превышает 1% их полной массы).
На рисунке 1 показаны номинальные плотности планет в зависимости от их радиуса. Номинальная плотность близка к реальной для планет с низким эксцентриситетом, но всегда выше реальной для планет с ненулевым эксцентриситетом (и, таким образом, может рассматриваться как верхний предел). Видно, что все рассмотренные планеты с радиусами больше 4 радиусов Земли имеют низкие средние плотности, т.е. являются газовыми гигантами.
Рис. 1. Номинальная плотность планет в зависимости от их радиуса. Розовыми звездами показаны планеты, чья масса была измерена ранее, зелеными - планеты, впервые исследованные в данной статье. Вертикальными линиями показаны погрешности измерений. Коричневой, оранжевой и голубой линиями показаны теоретические зависимости для чисто железных, каменных и ледяных планет.На рисунке 2 представлен аналогичный график для 16 пар планет с нулевым эксцентриситетом (а значит, не номинальной, а истинной или близкой к истинной средней плотностью). Прямой черной линией показана зависимость M ~ 3 MЗемли (R/R Земли) соответствующая второй космической скорости 20 км/сек.
Рис.2. Все обозначения аналогичны представленным на рис. 1. Желтыми квадратами показаны другие транзитные планеты, такие как GJ 1214 b , GJ 3470 b , GJ 436 b , HAT-P-26 b , HAT-P-11 b, 55 Рака е и т.п.ближайшие дни я подробно расскажу о пяти новых планетных системах, изученных У Яньцинь и Йорамой Литвиком.
Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1210.7810.pdf
5 декабря 2012
О вреде поспешных выводов: случай с планетой HD 86226 b
Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд остается на данный момент самым эффективным методом поиска экзопланет. Однако он требует богатых и плотных рядов наблюдений, иначе параметры планетной системы определяются с большими погрешностями, а то и вовсе оказываются неверными.
Хорошей иллюстрацией этому служит история открытия планеты-гиганта у звезды HD 86226.HD 86226 - солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 45 + 1.6 пк. В 2010 году рядом с ней была обнаружена планета-гигант на 4.6-летней орбите. Поскольку было сделано всего 13 замеров лучевой скорости звезды, параметры планеты были определены с огромной погрешностью: минимальную массу оценили в 1.5 + 1 масс Юпитера, орбитальный эксцентриситет - в 0.73 + 0.21.
Однако наблюдения за звездой были продолжены. Начиная с марта 2010 года, было сделано еще 39 замеров лучевой скорости HD 86226. Величина орбитального периода подтвердилась (сейчас он оценивается в 1695 + 58 земных суток), значение минимальной массы планеты уточнили до 0.92 + 0.10 масс Юпитера, но измеренный орбитальный эксцентриситет гиганта упал с 0.73 до 0.15!
Зависимость от времени лучевой скорости звезды HD 86226 и фазовая кривая планеты HD 86226 b . Пунктирной розовой линией показано решение, полученное в 2010 году, непрерывной черной линией - решение, полученное с учетом новых данных (синие точки).Тепловой режим планеты HD 86226 b соответствует внешнему краю пояса астероидов в Солнечной системе.
Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1211.6444v1.pdf
3 декабря 2012
7 новых массивных долгопериодических планет
Чем дальше находится планета от звезды, чем длиннее ее орбитальный период, тем больше времени требуется для того, чтобы надежно определить ее физические и орбитальные параметры. Так, Юпитер делает один оборот вокруг Солнца за 11.86 лет, а Сатурн - за 29.4 года; чтобы методом измерения лучевых скоростей обнаружить аналоги Юпитера и Сатурна, необходимо наблюдать за их родительскими звездами в течение как минимум двенадцати и тридцати лет.
Обзор CORALIE, предназначенный для поиска планет-гигантов на южном небе, начал свою работу в 1998 году. Он основан на наблюдениях с помощью одноименного эшелле-спектрографа, установленного на 1.2-метровом телескопе обсерватории Ла Силла (Чили), и охватывает 1647 звезд главной последовательности спектральных классов от F8 до K0, расположенных не далее 50 пк от Солнца. Точность измерения лучевых скоростей составляет 6-10 м/сек - другими словами, маломассивные планеты (нептуны и суперземли) оказываются для него недоступны. Для сравнения, Юпитер наводит на Солнце колебания лучевой скорости с периодом 11.86 лет и амплитудой, не превышающей 12-13 м/сек.
27 ноября 2012 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы об открытии семи массивных долгопериодических планет. Две из них (HD 27631 b и HD 220689 b) - аналоги Юпитера: их минимальные массы составляют 1-1.5 масс Юпитера, а эксцентриситет орбиты не превышает 0.2. Остальные пять (HD 98649 b, HD 106515A b, HD 166724 b, HD 196067 b, HD 219077 b) - очень массивные (параметр m sin i от 3.5 до 10.4 масс Юпитера) планеты на орбитах с высоким (e от 0.57 до 0.85) эксцентриситетом.
Две родительские звезды HD 106515A и HD 196067 входят в состав двойных систем и имеют звездных компаньонов, что могло бы объяснить высокий эксцентриситет их планет эффектом Козаи. Причина резко эксцентричных орбит еще трех гигантов пока неизвестна.Таблица 1. Свойства родительских звезд
-TCE%20(D0.04)-KOI-1.jpg)
-TCE%20(D0.04)-KOI-2.jpg)
-TCE%20(D0.04)-KOI-3.jpg)
