30 июня 2014
Kepler-420 b: теплый гигант на эксцентричной 86.6-суточной орбите

Наземные транзитные обзоры, такие, как SuperWASP и HATNet, обнаружили уже более 150 транзитных горячих юпитеров. Однако из-за особенностей наблюдательной стратегии все эти планеты ограничены орбитальными периодами короче ~10 земных суток. Транзитных планет-гигантов на более широких орбитах известно очень мало. Если рассматривать транзитные гиганты с периодами больше 1 месяца, то для их перечисления хватит пальцев одной руки. Это HD 80606 b (111-дневный период), CoRoT-9 b (95-дневный период), Kepler-30 c (60-дневный период) и Kepler-87 b (115-дневный период).

Изучение долгопериодических планет-гигантов важно для понимания происхождения и эволюции планетных систем (например, для понимания процессов миграции).

Чтобы увеличить количество известных транзитных гигантов на относительно широких орбитах, в 2012 году на обсерватории Верхнего Прованса началась программа по подтверждению транзитных кандидатов Кеплера и измерению их массы методом измерения лучевых скоростей родительских звезд. Для наблюдений были отобраны все звезды каталога KOI ярче +14.7 звездной величины с глубиной транзита от 0.4 до 3% и периодами от 25 до 400 суток. Измерение лучевых скоростей проводилось с помощью спектрографа SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса (Observatoire de Haute-Provence).

25 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы и изучению свойств планеты-гиганта Kepler-420 b (KOI-1257.01).

Транзитный кандидат KOI-1257.01 был представлен группой Кеплера в 2013 году. Звезда KOI-1257 демонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 86.6 земных суток, глубиной 0.7% и продолжительностью 4.25 часов. Продолжительность транзита была слишком малой для планеты на круговой орбите с таким периодом, что говорило о возможном высоком эксцентриситете орбиты KOI-1257.01. Измерение лучевых скоростей родительской звезды полностью подтвердило этот вывод.

Как оказалось, эксцентриситет орбиты гиганта Kepler-420 b достигает 0.772 + 0.045! Его масса оценивается в 1.45 + 0.35 масс Юпитера, радиус - в 0.94 + 0.12 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.1 + 1.2 г/куб.см. Планета делает один оборот вокруг своей звезды за 86.64766 + 0.00003 земных суток, ее средняя эффективная температура оценивается в 511 + 50К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону планеты). Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.087 а.е. в перицентре до 0.677 а.е. в апоцентре, т.е. в 7.8 раз!

Сверху вниз: радиусы, массы и эксцентриситеты орбит подтвержденных планет в зависимости от их орбитального периода. Квадратом с точкой показана планета Kepler-420 b. Черными кружками показаны планеты, обнаруженные транзитным методом, светлыми кружками - планеты, обнаруженные методом измерения лучевых скоростей.

Кроме колебаний, вызванных транзитной планетой, европейские астрономы обнаружили дополнительный дрейф лучевой скорости звезды, вызванный массивным телом на внешней орбите. Это тело могло быть массивной планетой-гигантом, коричневым карликом или второй звездой. Всего авторы статьи рассмотрели четыре сценария, которые могли бы описывать данную систему:

- нулевой: внешний компаньон является массивной планетой или коричневым карликом;

- первый: система KOI-1257 состоит из двух звезд, причем транзитная планета вращается вокруг главного компонента пары;

- второй: система KOI-1257 состоит из двух звезд, причем транзитная планета вращается вокруг второго (более тусклого) компонента пары;

- третий: транзитный кандидат KOI-1257.01 является маломассивной звездой, затмевающей второй компонент звездной пары (таким образом, вся система оказывается тройной звездой).

Тщательный анализ всех сценариев (с учетом как фотометрии Кеплера, так и измерения лучевых скоростей звезды Kepler-420 и изучения ее спектров высокого разрешения) привел авторов открытия к выводу, что с достоверностью ~98.7% справедливым является первый сценарий. Также есть некоторая вероятность (~0.93%), что справедлив нулевой сценарий. Остальные сценарии можно исключить (их достоверность менее 0.01%).

Итак, планета Kepler-420 b находится в двойной звездной системе и вращается вокруг главного компонента пары. Ее родительская звезда напоминает Солнце: ее масса оценивается в 0.99 + 0.05 солнечных масс, радиус - в 1.13 + 0.14 солнечных радиусов, спектральный класс G5 V соответствует звезде главной последовательности с высоким содержанием тяжелых элементов и возрастом 9.3 + 3 млрд. лет.

Вторым компонентом пары является оранжевый карлик спектрального класса K6 V/K 7V массой 0.70 + 0.07 солнечных масс и радиусом 0.68 + 0.07 солнечных радиусов, чья светимость составляет всего около 9% светимости главного компонента. Звезды вращаются вокруг общего центра масс по эллиптической орбите с большой полуосью 5.3 + 1.3 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ^+0.37/_-0.21, и делают один оборот за 3430 + 1200 земных суток. Интересно, что наклонение орбиты звезд составляет всего 18.2 ^+18.0/_-5.4њ, т.е. орбита двух звезд расположена к нам практически плашмя.

В отличие от многих других планет в двойных системах, где орбиты планет лежат почти в той же плоскости, что и орбита родительских звезд, в системе Kepler-420 орбита планеты резко наклонена к орбите обоих компонентов звездной пары. Возможно, ее высокий эксцентриситет как раз и вызван гравитационным влиянием второго компонента (за счет механизма Козаи).

Авторы открытия подчеркивают, что наличие K-звезды в этой системе весьма вероятно, но еще не достоверно. Они надеются подтвердить ее существование или с помощью астрометрических наблюдений Гайи, или с помощью тщательного спектрального анализа в ближней ИК-области, где находятся спектральные линии, свойственные только звездам спектрального класса K. Однако свойства транзитного гиганта Kepler-420 b мало зависят от того, является ли внешний компонент в этой системе K-звездой или массивной планетой, так что его параметры определены достаточно надежно (в пределах указанных погрешностей).

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.6172.pdf

 

 

25 июня 2014
GJ 832 c: суперземля в обитаемой зоне близкого красного карлика

Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера, говорят о том, что небольшие планеты очень распространены, а планеты-гиганты, напротив, встречаются достаточно редко. Особенно это верно для звезд красных карликов. К настоящему моменту известно всего несколько планет-гигантов, вращающихся вокруг красных карликов по долгопериодическим орбитам, и еще меньше - планет-гигантов на тесных орбитах. В то же время распространенность небольших планет у M-звезд (нептунов, суперземель и планет земного типа), отнесенная к одной звезде, превышает единицу.

Особый интерес среди планетных систем красных карликов вызывают те, что по своему строению напоминают Солнечную систему. Планетная система считается похожей на Солнечную, если она включает в себя планеты-гиганты на широких орбитах с малым эксцентриситетом, и небольшие планеты, вращающиеся на малом расстоянии от своей звезды. Одной из таких планетных систем оказалась система близкого красного карлика GJ 832 (HD 204961).

Звезда GJ 832 удалена от нас на 4.94 + 0.025 пк. Ее спектральный класс M1 V, масса оценивается в 0.45 + 0.05 солнечных масс, светимость составляет (по данным разных авторов) 2.0-2.6% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Наблюдения за звездой GJ 832 ведутся уже более 15 лет, причем сразу на нескольких инструментах: с помощью спектрографа UCLES в рамках Англо-Австралийского планетного обзора (AAPS), с помощью спектрографа PFS на 6.5-метровом телескопе Магеллан II и с помощью спектрографа HARPS Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья (Чили).

В 2008 году рядом со звездой GJ 832 была обнаружена планета-гигант с минимальной массой (параметром m sin i) 0.64 + 0.06 масс Юпитера и орбитальным периодом 3416 + 131 земных суток (~9.4 лет). Планета вращалась вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 3.4 + 0.4 а.е. и эксцентриситетом 0.12 + 0.11. Температурный режим гиганта грубо соответствовал температурному режиму Урана.

24 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию второй планеты в системе GJ 832. Авторы объединили данные о лучевых скоростях звезды, полученные всеми тремя спектрографами (UCLES, PFS и HARPS) в разное время, и обнаружили, что кроме долгопериодического колебания с полуамплитудой ~15.5 м/сек, соответствующего гиганту GJ 832 b, в данных есть еще одно колебание с периодом ~35.7 земных суток и полуамплитудой 1.6 м/сек. Дальнейший анализ показал, что это колебание не имеет корреляций с периодом вращения звезды вокруг своей оси или с различными периодами звездной активности, а значит, вызвано влиянием дополнительной планеты.

Минимальная масса планеты GJ 832 c оказалась равной 5.4 + 1 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.162 + 0.017 а.е. и эксцентриситетом 0.18 + 0.13, и делает один оборот за 35.68 + 0.03 земных суток. Ее температурный режим очень близок к температурному режиму Земли! Однако записывать эту планету в потенциально обитаемые рано: из-за сравнительно высокой массы она наверняка окружена плотной протяженной атмосферой, приводящей к сильному парниковому эффекту. Таким образом, она должна больше напоминать Венеру, а может (при малом наклонении орбиты к лучу зрения), и теплый Нептун.

Помимо открытия внутренней планеты авторы статьи существенно уточнили параметры внешней. Ее орбитальный период немного увеличился (до 3657 + 104 суток), а эксцентриситет орбиты несколько уменьшился (до 0.08 ^+0.02/_-0.06). Большая полуось оказалась равной 3.56 + 0.28 а.е.

Из-за своей близости к Солнцу система GJ 832 является прекрасной целью для будущих коронографических наблюдений. Наклонение орбиты внешнего гиганта определит астрометрическая миссия Гайя, что, в свою очередь, поможет определить истинные (а не минимальные) массы планет этой системы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.5587.pdf

 

 

21 июня 2014
Пятипланетная система Kepler-238 (KOI-834)

Одним из неожиданных открытий Кеплера в свое время стало обнаружение многочисленных компактных многопланетных систем, в которых 5-6 планет оказывались плотно упакованными глубоко внутри орбиты Меркурия. По сравнению с такими системами внутренняя часть Солнечной системы выглядит пустынной. Многие из планет в таких системах оказываются связанными орбитальными резонансами низких порядков, т.е. их периоды относятся друг к другу как простые целые числа (1:2, 3:2, 1:3 и т.д.)
Одной из таких систем стала 5-планетная система Kepler-238 (KOI-834, KIC 5436502).

Kepler-238 была представлена группой Кеплера в феврале 2014 года в числе других 340 систем, планетная природа транзитных кандидатов в которых была подтверждена статистическими методами. Кроме них, эту систему анализировал Се Цзивэй методом тайминга транзитов. Она является прекрасным примером компактной системы, содержащей планеты самых разных размеров и типов.

Звезда Kepler-238 по своей температуре напоминает Солнце, но по размерам несколько больше него (ее радиус оценивается в 1.43 + 0.26 солнечных радиусов). Возможно, она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды примерно на 6% превышает солнечную. Кроме того, Kepler-238 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+15.084), его можно оценить в ~1600 пк.

Кривая блеска Kepler-238 демонстрирует 5 транзитных сигналов с периодами 2.09, 6.15, 13.23, 23.65 и 50.44 земных суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом 1.73 + 0.4, 2.39 + 0.45, 3.07 + 0.57, 8.26 + 1.53 и 2.76 + 0.52 радиусов Земли (считая от внутренней планеты к внешней). Внутренняя планета Kepler-238 b удалена от своей звезды всего на 0.034 а.е. и раскалена до 1327К (в предположении альбедо, равного 0.3, и эффективного переноса тепла на ночную сторону); скорее всего, она является планетой земного типа, т.е. состоит преимущественно из железа и скальных пород. Вторая планета Kepler-238 c удалена от звезды на 0.069 а.е. и нагрета до 931К, судя по размерам, она уже содержит заметную долю летучих. Третья планета Kepler-238 d также является мини-нептуном - она вращается на расстоянии 0.115 а.е. и нагрета до 722К. Четвертая планета Kepler-238 e , в отличии от первых трех, является планетой-гигантом (судя по размерам, чем-то вроде Сатурна). Она удалена от родительской звезды на 0.16 а.е., ее эффективная температура оценивается в 593К. Наконец, пятая планета Kepler-238 f - тоже мини-нептун, удаленный от звезды на 0.265 а.е. Сравните с Солнечной системой, в которой внутренняя планета Меркурий вращается на среднем расстоянии 0.387 а.е. от Солнца!

Две внешние планеты e и f близки к орбитальному резонансу 2:1 и влияют друг на друга достаточно сильно, чтобы их массы можно было бы оценить методом тайминга транзитов. К сожалению, поскольку эксцентриситеты орбит обеих планет не известны, можно получить только верхние пределы на их массы. Верхний предел на массу 'сатурна' Kepler-238 e составляет 188.5 масс Земли, верхний предел на массу внешней планеты Kepler-238 f - 5.53 масс Юпитера. Реальная масса этой планеты, конечно, гораздо меньше.

Почти наверняка в системе Kepler-238 есть и другие, не транзитные планеты. Наиболее массивные из них могут быть открыты в будущем методом измерения лучевых скоростей.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1309.2329v3.pdf
http://arxiv.org/pdf/1402.6534v1.pdf

 

 

18 июня 2014
Очень теплый гигант WASP-80 b: атмосфера солнечного состава и высотная дымка

Прямое получение изображений, а тем более спектров внесолнечных планет - очень трудная задача, доступная только крупнейшим современным телескопам, и то только для горячих молодых планет, удаленных на десятки астрономических единиц от своих звезд. Однако существует сильный непрямой метод, позволяющий получать грубые спектры транзитных экзопланет. Если планета является транзитной, т.е. регулярно проходит по диску своей звезды и за звездой, то становится возможным измерить зависимость глубины транзита/вторичного минимума от длины волны, т.е. провести трансмиссионную/эмиссионную спектроскопию планеты. Подобные наблюдения уже были проведены для ряда горячих юпитеров, что позволило обнаружить в их составе натрий, водяной пар, метан и др. вещества.

12 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья японских астрономов, посвященная трансмиссионной спектроскопии транзитного очень теплого гиганта WASP-80 b. Эта планета была открыта в 2013 году в рамках наземного транзитного обзора SuperWASP, она интересна своей умеренной эффективной температурой (~800 K), глубоким транзитом (2.9%) и тем, что ее родительская звезда - сравнительно яркий (+11.9) оранжевый карлик спектрального класса K7 V. Японские астрономы сочли, что трансмиссионная спектроскопия WASP-80 b поможет определить типичные свойства умеренно нагретых планет-гигантов, более прохладных, чем обычные горячие юпитеры.

Наблюдения звезды WASP-80 проводились сразу на нескольких инструментах: на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма (Okayama Astrophysical Observatory), на 1.4-метровом телескопе Южно-Африканской обсерватории и на 50-сантиметровом телескопе MITSuME. Всего было изучено 5 транзитов, каждый в 3 или 4 спектральных полосах. Измеренная глубина транзитов на разных длинах волн сравнивалась с предсказаниями трех теоретических моделей планетной атмосферы: модели атмосферы солнечного химического состава с температурой 800К, модели с плотными облаками (плоский трансмиссионный спектр), и модели солнечного химического состава с высотной дымкой и температурой 600К.

В принципе, все модели неплохо описали экспериментальные данные, но ни одна не описала их точно. Так, предсказания первой модели (атмосфера солнечного химического состава с температурой 800К) отличаются от экспериментальных данных на 1.3 сигма, предсказания второй модели (плотные облака, плоский спектр) - на 1.1 сигма, предсказания третьей модели (атмосфера солнечного химического состава, высотная дымка, температура 600К) - на 0.92 сигма. Поскольку при температурах ниже 1000К термохимическое равновесие между метаном и угарным газом в атмосфере горячего гиганта смещается в сторону метана, это естественным образом приводит к появлению высотной дымки, состоящей из нелетучих углеводородов (толинов), образующихся в результате фотохимического разложения метана в атмосфере планеты под действием УФ-излучения звезды.

Трансмиссионный спектр планеты WASP-80 b. По оси абсцисс отложена длина волны в мкм, по оси ординат - отношение радиуса планеты к радиусу звезды. Цветными линиями показаны предсказания различных моделей: голубой линией - модели атмосферы солнечного химического состава при температуре 800К, серой линией - модели с плотными облаками, розовой линией - модели солнечного химического состава с высотной дымкой при температуре 600К. Квадратами, кружками, треугольниками и ромбами показаны данные наблюдений.

Авторы исследования призывают научное сообщество провести новые наблюдения планеты WASP-80 b на других длинах волн и с лучшим спектральным разрешением, чтобы уменьшить неопределенность и лучше определить параметры ее атмосферы.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.3261.pdf

 

 

9 июня 2014
Многопланетная система CoRoT-24

Европейский космический телескоп CoRoT вышел из строя более полутора лет назад, однако анализ данных, полученных этим инструментом, все еще продолжается. 6 июня в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная описанию планетной системы CoRoT-24. Система включает в себя две транзитные планеты размерного класса нептунов и одну не транзитную планету-гигант.

Миссия CoRoT во многом оказалась в тени гораздо более успешной миссии NASA Kepler. Чуть менее, чем за 5 лет работы CoRoT`ом было обнаружено только два с половиной десятка планет, большинство из которых является горячими юпитерами. Меньшая апертура главного зеркала телескопа (27 см против 95 см у Кеплера) и сравнительно небольшое поле зрения стали причиной того, что большинство транзитных кандидатов CoRoT найдены у тусклых звезд (тусклее 14-15 звездной величины). Слабый блеск родительских звезд, в свою очередь, препятствует как обнаружению небольших планет (нептунов и суперземель), так и затрудняет последующее подтверждение планетной природы транзитных кандидатов.

Система CoRoT-24 интересна тем, что обе ее транзитные планеты имеют размерный класс нептунов, а также тем, что это многопланетная система. Для планетных систем Кеплера это совершенно обычная картина, но CoRoT, повторюсь, открывал в основном одиночные транзитные планеты-гиганты.

Итак, CoRoT-24 удалена от нас на 600 + 70 пк. Это звезда главной последовательности спектрального класса K1 V, т.е. немного легче и холоднее Солнца. Ее масса оценивается в 0.91 + 0.09 солнечных масс, радиус - в 0.86 + 0.09 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 40% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов - их примерно в 2 раза больше, чем в составе нашего дневного светила. Возраст системы оценивается в ~11 млрд. лет.

Кривая блеска CoRoT-24 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.1134 + 0.0006 и 11.759 + 0.0063 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.7 + 0.4 и 5.0 + 0.5 радиусов Земли. Европейские астрономы провели тщательный анализ данных, и практически исключили наличие астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и привести к ложному открытию планет в этой системе (т.е. провели процедуру валидации).

Измерение лучевых скоростей звезды CoRoT-24, проведенное с помощью спектрографов HARPS (37 замеров) и HIRES (34 замера), позволило зафиксировать слабые колебания, вызванные гравитационным влиянием внешней планеты CoRoT-24 c. Масса внешней планеты оказалась равной 28 + 11 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.3 ^+0.5/_-0.4 г/куб.см. Таким образом, планета CoRoT-24 c является тяжелым нептуном. Ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 850 + 80К.

Массу внутренней планеты CoRoT-24 b RV-методом определить не удалось. Был получен только верхний предел в 5.7 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на среднюю плотность планеты в 0.9 г/куб.см. Скорее всего, внутренняя планета CoRoT-24 b является представителем класса очень рыхлых планет с небольшой массой и протяженной водородно-гелиевой атмосферой, которых во множестве обнаружил космический телескоп им. Кеплера. Эффективная температура внутренней планеты оценивается в 1070 + 140К.

Измерения лучевых скоростей родительской звезды позволили также обнаружить в этой системе не транзитную планету-гигант с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера и орбитальным периодом ~940 земных суток. Однако пока количества замеров лучевой скорости CoRoT-24 не хватает для точного определения ее параметров. Авторы открытия надеются, что звезда CoRoT-24 станет достойной целью для будущих наблюдений с помощью высокоточного спектрографа ESPRESSO на VLT.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.1270.pdf

 

 

5 июня 2014
Обнаружены две планеты у звезды Каптейна

Звезда Каптейна (GJ 191, HD 33793, HIP 24186) удалена от нас на 3.91 пк. Это древний красный карлик спектрального класса М1 с очень низким содержанием тяжелых элементов (их в 7.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила). В 2003 году радиус звезды Каптейна был прямо измерен интерферометром и составил 0.291 + 0.025 солнечных радиусов. Масса звезды оценивается в 0.281 + 0.014 солнечных масс, возраст превышает 10 млрд. лет.

Звезда Каптейна является ближайшей к Солнцу звездой гало Галактики, сейчас она случайно пролетает сквозь галактический диск, но потом уйдет из него. Она движется относительно Солнца с очень высокой пространственной скоростью, достигающей 318 км/сек, с одной стороны, удаляясь от нас со скоростью 245.2 + 0.1 км/сек, а с другой, перемещаясь поперек луча зрения со скоростью 202.3 км/сек. Это приводит к очень быстрому собственному движению - 8.67 угловых секунд в год. Еще быстрее по небесной сфере движется только звезда Барнарда.

4 июня 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию у звезды Каптейна двух небольших планет. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей, причем для построения фазовой кривой использовались данные, полученные сразу на трех спектрографах - HARPS, HIRES и PFS. Всего было получено 104 замера лучевой скорости этой звезды - 66 на HARPS, 30 на HIRES и 8 на PFS.

Фазовые кривые внутренней (вверху) и внешней (внизу) планеты системы HD 33793. Красными кружками показаны замеры лечевой скорости звезды, полученные на HARPS, серыми ромбами - замеры на HIRES, голубыми квадратами - на PFS. Достаточно высокие погрешности единичных замеров, полученные на HIRES, объясняются тем, что на Гавайях, где расположена обсерватория имени Кека и спектрограф HIRES, звезда Каптейна никогда не поднимается над горизонтом выше 26њ.

Минимальная масса (параметр m sin i) внутренней планеты HD 33793 b оценивается в 4.8 + 1 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.168 ^+0.006/_-0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.21 + 0.11, и делает один оборот за 48.616 + 0.036 земных суток. Температурный режим этой суперземли близок к температурному режиму Марса, что, с учетом возможной плотной атмосферы и парникового эффекта в ней, позволяет говорить о потенциальной обитаемости HD 33793 b. Впрочем, при малом наклонении орбиты к лучу зрения истинная масса этой планеты может оказаться гораздо выше минимальной, и тогда она окажется скорее нептуном или мини-нептуном.

Минимальная масса внешней планеты HD 33793 c достигает уже 7.0 ^+1.2/_-1.0 земных масс. Она вращается вокруг звезды Каптейна на среднем расстоянии 0.311 ^+0.038/_-0.014 а.е., и делает один оборот за 121.54 + 0.25 земных суток. Эксцентриситет орбиты внешней планеты также довольно умеренный: 0.23 ^+0.10/_-0.12, ее температурный режим соответствует температурному режиму внешнего края Главного пояса астероидов в Солнечной системе. Скорее всего, и эта планета - небольшой нептун.

Авторы статьи подчеркивают, что открытие планетной системы у древней звезды гало чрезвычайно важно, поскольку она является представителем самых первых планетных систем Галактики и Вселенной в целом.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1406.0818v1.pdf

 

 

2 июня 2014
Kepler-10 c: железокаменная планета с массой Нептуна

Планетная система Kepler-10 (KOI-72) - одна из первых, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Она включает в себя две транзитные планеты с периодами 0.8375 и 45.3 земных суток, внутренняя из которых (Kepler-10 b) явилась первой планетой земного типа, открытой Кеплером (в 2011 году). При радиусе ~1.4 радиуса Земли масса Kepler-10 b, определенная методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HIRES, составила 4.56 + 1.3 земных масс. Это приводило к средней плотности 8.8 ⁺²/_-3 г/куб.см., что, в свою очередь, означало железокаменный состав этой планеты. Kepler-10 b вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 3.5 звездных радиусов и делает один оборот примерно за 20 часов 6 минут, ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и эффективного переноса тепла на ночную сторону) достигает 2169 ⁺⁹⁶/_-44К.

Планетная природа внешнего кандидата три года назад была подтверждена статистическими методами, путем исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал и приводить к ложному открытию. Массу планеты Kepler-10 c тогда измерить не удалось, был получен только верхний предел - 20 масс Земли.

Чтобы уточнить параметры обеих планет в этой системе, были проведены интенсивные наблюдения звезды Kepler-10 на 3.57-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG) с помощью спектрографа Северный HARPS. С начала наблюдений в августе 2012 года было получено 148 замеров лучевой скорости Kepler-10 с погрешностью единичного замера 1.5-2 м/сек. Эти наблюдения позволили существенно уточнить массу внутренней планеты и определить массу внешней.

И вот тут исследователей ожидал сюрприз. Масса планеты Kepler-10 c оказалась равной 17.2 + 1.9 масс Земли, т.е. сравнимой с массой Нептуна. При этом ее радиус составил 2.35 ^+0.09/_-0.04 радиуса Земли, что приводит к средней плотности 7.1 + 1 г/куб.см! Это делает Kepler-10 c одной из самых тяжелых планет земного типа, известных на данный момент. При этом планета Kepler-10 c нагрета весьма умеренно - ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо) оценивается в 584 ⁺⁵⁰/_-17К. Помимо железа и силикатов в состав Kepler-10 c должно входить также от 5 до 20% летучих (скорее всего, воды).

Интересно, что Kepler-10 c - не единственная массивная планета земного типа, обнаруженная Кеплером. Так, близкими свойствами обладает планета Kepler-131 b (масса 16.1 + 3.5 масс Земли, радиус 2.4 + 0.2 радиусов Земли, орбитальный период ~16 суток).

Планеты с радиусами меньше 4 радиусов Земли, для которых масса известна с точностью выше 30%, на плоскости 'масса-радиус'. Планеты, чьи массы определены методом лучевых скоростей, показаны кружками (планеты системы Kepler -10 - квадратами). Планеты, чьи массы определены методом тайминга транзитов, показаны треугольниками. Также показаны линии равной плотности и теоретические зависимости масса-радиус для чисто железных, чисто каменных и чисто водных планет.

Открытие массивных железокаменных планет, равно как и очень 'рыхлых' маломассивных газовых планет, демонстрирует удивительное разнообразие планетных систем.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.7881.pdf

 

 

26 мая 2014
Измерена температура дневного и ночного полушария Осириса

Горячий гигант Осирис (HD 209458 b) был открыт еще в 1999 году методом измерения лучевых скоростей, а в следующем, 2000-м году, были обнаружены его транзиты по диску родительской звезды. Из-за яркости звезды (ее видимая звездная величина +7.65 в видимом свете и +6.3 в спектральной полосе K) эта система неоднократно наблюдалась целым рядом наземных и космических телескопов в самых разных диапазонах электромагнитного спектра от УФ до дальнего ИК. На данный момент Осирис является одним из наиболее изученных и близких к нам горячих юпитеров.

26 мая в Архиве электронных препринтов появилась статья Роберта Зеллема (Robert T. Zellem) с коллегами, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе HD 209458 на волне 4.5 мкм с помощью космического телескопа им. Спитцера. Вторичный минимум на кривой блеска звезды возникает тогда, когда транзитная планета заходит за звездный диск, и общий блеск системы слегка уменьшается. Измерение глубины вторичного минимума на разных длинах волн позволяет определить как альбедо планеты (при наблюдениях в оптическом диапазоне), так и температуру ее дневного полушария (при наблюдениях в ИК).

Авторы статьи провели наблюдения системы HD 209458 непрерывно на протяжении 96.55 часов (с 17 по 21 января 2010 года). Они получили полную фазовую кривую (т.е. охватили наблюдениями полный орбитальный период Осириса, составляющий всего 3.52475 земных суток). Это позволило им не только зафиксировать транзит и два вторичных минимума, но и измерить слабые колебания блеска системы, вызванные сменой фаз Осириса.

Кривая блеска системы HD 209458, измеренная Спитцером на волне 4.5 мкм. Видны два вторичных минимума, один транзит, а также плавное изменение полного блеска системы, вызванное сменой фаз Осириса. Всплеск при фазе ~ 0.2 вызван активностью звезды.

Глубина вторичного минимума оказалась равной 0.139 + 0.007%, что на 35% больше, чем было измерено в 2008 году в том же спектральном диапазоне (разница составила 4.4 сигма). При этом отношение радиуса планеты к радиусу звезды авторы исследования оценили в 0.1213 + 0.0003, что находится в очень хорошем согласии с предыдущими оценками (0.12174 + 0.00056). Измерение фазовой кривой позволило оценить температуру дневного и ночного полушарий HD 209458 b. В отличии от прошлых измерений, согласно которым оба полушария Осириса являются равномерно раскаленными, группа Зеллема нашла, что температура дневного полушария достигает 1499 + 15К, а температура ночного - лишь 972 + 44К. При этом самая высокая температура на диске планеты ('горячее пятно') наблюдается не в подзвездной точке, а сдвинуто от нее на 41 + 6њ восточнее. Последний результат находится в хорошем согласии с предсказаниями моделей горячих гигантов, согласно которым ураганные ветра, дующие вдоль экватора таких планет, сдувают наиболее горячий газ вдоль направления своего течения.

Причина столь резкого изменения картины глобального нагрева Осириса по сравнению с 2007-2008 годами пока не известна. Возможно, дело в систематических погрешностях во время старых наблюдений, а возможно, мы наблюдаем реальную смену погоды на планете HD 209458 b. Решить, какая версия ближе к истине, помогут будущие наблюдения.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.5923.pdf

 

 

21 мая 2014
Альбедо горячих суперземель выше, чем альбедо горячих юпитеров

Когда транзитная планета в своем орбитальном движении заходит за звезду, суммарный блеск системы слегка уменьшается. Это явление называется вторичным минимумом, или 'антитранзитом'. Измерение глубины вторичного минимума позволяет определить альбедо дневного полушария транзитной планеты, а также его температуру. Измерения глубины вторичных минимумов ряда горячих юпитеров показало, что большинство из них имеет низкое альбедо (6-10%), хотя встречаются и 'яркие' исключения с альбедо до 40-50% (например, планета HAT-P-7 b с альбедо 0.58 + 0.05, или Kepler-7 b с альбедо 0.32 + 0.03). Предполагается, что низкое альбедо большинства горячих гигантов обусловлено 'мутностью', непрозрачностью их атмосфер, вызванной поглощением света атомами натрия и калия, при отсутствии облаков. Высокое альбедо некоторых горячих юпитеров, напротив, может быть объяснено наличием силикатных облаков, которыми те окутаны.

16 мая 2014 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Брюса-Оливера Демори (Brice-Olivier Demory), посвященная измерению альбедо горячих суперземель. Демори воспользовался кривыми блеска, полученными космическим телескопом им. Кеплера за первые 13 наблюдательных кварталов (с мая 2009 по июнь 2012 года). Он отобрал транзитные кандидаты из каталога KOI, чей период не превышал 10 земных суток, радиус был меньше 2.25 радиусов Земли, и которые еще не были идентифицированы как ложные открытия (всего 97 кандидатов с эффективными температурами от 1200 до 2800К). Для каждого из них Демори поискал в кривых блеска признаки вторичного минимума. Слишком глубокий вторичный минимум (соответствующий альбедо планеты, явно большему единицы) означал, что кандидат является ложным открытием (близкой затменно-переменной двойной фона, а не планетой), таких обнаружилось 3 штуки. Кроме того, Демори выкинул из своей выборки кандидаты с низким отношением сигнал/шум, у которых вторичный минимум не был обнаружен. При этом кандидаты с высоким отношением сигнал/шум и отсутствующим вторичным минимумом, для которых можно было получить осмысленные верхние пределы на альбедо, были оставлены для рассмотрения.

Окончательно, выборка Демори составила 27 транзитных кандидатов. Для 18 из них альбедо оказалось совместимо с нулем (в пределах 1 сигма), для 9 - оказалось довольно высоким.

Рис. 1. Горячие суперземли из выборки Демори. Слева - зависимость количества отобранных кандидатов от их орбитального периода, справа - аналогичная зависимость от радиуса кандидата. Розовым цветом показаны кандидаты с нулевым альбедо (в пределах 1 сигма), синим цветом - яркие кандидаты с высоким альбедо.

Интересно, что у некоторых транзитных суперземель альбедо оказалось очень высоким. Так, у горячей суперземли Kepler-10 b (KOI-72.01) альбедо оценивается в 0.56 ^+0.09/_-0.10, а у планеты Kepler-93 b (KOI-69.01) - даже в 0.88 ^+0.48/_-0.34! Среднее альбедо горячих суперземель (0.16-0.30) оказалось заметно выше среднего альбедо горячих юпитеров (0.06-0.11).

Рис. 2. Измеренная яркостная температура планет в сравнении с их эффективной температурой. Кружками показаны суперземли с измеренным альбедо, треугольниками - планеты-гиганты. Серым цветом показаны суперземли, для которых получен только верхний предел на альбедо. Красной линией показана равновесная температура в случае нулевого альбедо и неэффективного переноса тепла на ночную сторону планеты, синей линией - то же самое, но в случае эффективного теплопереноса (когда планета нагрета равномерно). Зеленым кружком показана планета Kepler-10 b.

Высокое альбедо горячих суперземель может быть вызвано как облаками в их атмосфере, так и эффективным отражением света от океанов расплавленной лавы, покрывающих их дневное полушарие. Высокое альбедо Kepler-10 b, скорее всего, объясняется именно лавовым океаном. Однако для планеты Kepler-93 b с эффективной температурой около 1200К это объяснение не подходит.

Рис. 3. Зависимость разницы между яркостной и эффективной температурой (обусловленной отражением света звезды) от эффективной температуры кандидатов. Как и на рис. 2, кружками показаны суперземли с измеренным альбедо, треугольниками - планеты-гиганты, зеленым кружком - планета Kepler-10 b, серым цветом - суперземли с верхним пределом на альбедо. Черный кружок в верхнем левом углу - планета Kepler-93 b.

Суперземли с высоким альбедо станут привлекательной целью как для будущих фотометрических миссий (например, CHEOPS и PLATO), так и для спектральных наблюдений с помощью телескопа E-ELT.

Информация получена: http://arxiv.org/pdf/1405.3798.pdf

 

 

19 мая 2014
С высокой точностью измерены радиус и масса горячей земли Kepler-93 b

Особенность транзитного метода поиска и изучения экзопланет состоит в том, что радиус транзитной планеты измеряется не непосредственно, а в долях радиуса звезды (поскольку глубина транзита определяется величиной (R_pl/R_star)²). Поэтому для определения параметров планет критически важно знать параметры родительской звезды. Погрешности в определении радиуса звезды неизбежно отражаются погрешностями в определении радиусов планет, что, в свою очередь, затрудняет определение их средней плотности и химического состава.

Мощным методом изучения свойств родительских звезд является астросейсмология. Фотосфера любой звезды испытывает радиальные и не радиальные колебания, спектр которых зависит от распределения плотности в звездных недрах. Изучение этих колебаний позволяет определить среднюю плотность звезды с точностью ~1% и возраст с точностью ~10%. Однако поскольку для астросейсмологических исследований необходима точность фотометрии около 10 ppm и плотные ряды наблюдений (с регулярностью получения фотометрических замеров порядка 1 минуты), этот метод приложим только к достаточно ярким звездам.

Одной из таких звезд, идеально подходящих для астросейсмических наблюдений, стала звезда Kepler-93 (KOI-69). Ее видимая звездная величина достигает +9.93, кривая блеска, полученная в 'короткой моде' Кеплера (той, в которой измерение блеска происходит каждые 58.5 секунд), позволила получить качественный спектр колебаний фотосферы. А это, в свою очередь, позволило существенно уточнить как параметры самой звезды, так и ее транзитной планеты.

Итак, Kepler-93 - солнцеподобная звезда немного легче и холоднее Солнца. Ее масса оценивается в 0.911 + 0.033 солнечных масс, радиус - в 0.919 + 0.011 солнечных радиусов, возраст звезды по данным астросейсмических измерений составляет 6.6 + 0.9 млрд. лет. Исключительная точность в определении радиуса звезды совместно с высочайшей точностью фотометрии, полученной 'Кеплером', позволили очень точно определить радиус этой планеты: 1.481 + 0.019 радиусов Земли (т.е. с погрешностью всего в 120 километров!)

Измерение лучевой скорости звезды на обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES дало возможность сначала оценить, а потом и существенно уточнить массу планеты Kepler-93 b. В феврале 2014 года Калифорнийская группа оценивала массу Kepler-93 b в 2.59 + 2.0 масс Земли. Неопределенность была так велика, что с уверенностью можно было говорить лишь о верхнем пределе на массу планеты, равном 4.4 земных масс. Однако с тех пор было получено 14 новых замеров лучевой скорости родительской звезды, и массу планеты удалось оценить гораздо точнее: 3.8 + 1.5 масс Земли. Это, в свою очередь, дало неплохую оценку средней плотности Kepler-93 b - 6.3 + 2.6 г/куб.см, и позволило сделать первые оценки ее химического состава.