TESS - космический телескоп для поиска экзопланет

[Dayan]

Не знал, что так бывает, не знал, что так можно...

Даже более того – известно уже много древних звёзд с высокой металличностью, если Вы обращаете внимание на информацию о металличности и возрасте звёзд, у которых открывали планеты.
Кстати мало кто знает, что средняя металличность звёзд Галактики, рождающихся последние 5–8 млрд лет практически не увеличивается по сравнению с металличностью звёзд, родившихся 8–9 млрд лет назад. Возможно это является следствием медленного притока новых порций водорода и гелия в Галактику из межгалактической среды и поглощения ею карликовых галактик.

[Андрей Астрофизический]

средняя металличность звёзд Галактики, рождающихся последние 5–8 млрд лет практически не увеличивается по сравнению с металличностью звёзд, родившихся 8–9 млрд лет назад.

Т.е. по насыщению металлами и тяжелыми элементами, галактика "вышла на плато" 8-9 млрд лет назад?
Вот это по настоящему познавательно. Видимо, я не обращал внимания на эти факты систематически.

[николай теллалов]

отчего может быть вообще?

наработала за прошедшую жизнь

[Dayan]

наработала за прошедшую жизнь

Нет. На ГП TOI-157 была жёлтым карликом с массой 0.95 M⊙, и только недавно сошла с неё. Такие звёзды имеют относительно тонкий внешний конвективный слой (как и Солнце), т.е. все продукты термоядерных реакций остаются в ядре. Но эта звезда имеет высокую металличность, определяемую по спектрам света из фотосферы.
Даже если предположить, что продукты реакций каким-то образом оказались на поверхности звезды, стоит обратить внимание, что звезда является субгигантом – в нём ещё даже не начались реакции с участием гелия, и всё, что могло наработаться в ядре – это гелий. Судя по статье металличность определяли по линиям магния, как это часто делается. Такие маломассивные звёзды вообще не продуцируют столь тяжёлые элементы. Никогда.

[николай теллалов]

Нет.

спасибо за пояснения и рассеяние моих заблуждений
(движок не позволил плюс поставить)

[SpaceEngineer]

Может она планету поглотила? Или даже скалистая суперземля не даст столько магния в спектре?

[Dayan]

Может она планету поглотила? Или даже скалистая суперземля не даст столько магния в спектре?

Можно прикинуть примерно. Согласно статье массовая доля магния в фотосфере Солнца составляет примерно 0.07 %, а в составе Земли его около 13.9 %. Масса TOI-157 составляет ~ 0.948 M⊙, а металличность в ~ 1.738 раза превосходит солнечную. Полная масса магния на Солнце составляет как минимум ~ 236 M⊕, а на TOI-157 ~ 388 M⊕. Конвективные оболочки этих звёзд содержат магния примерно 2.2 и 3.2 % от полной массы.

Если сделать 4 предположения – что (1) сама TOI-157 изначально была лишена металлов (металличность равна 0 или близко к этому), что (2) она когда-то поглотила скалистую суперземлю, что (3) соотношение массы магния к остальным элементам в ней было похоже на земное, и что (4) состав конвективных слоёв TOI-157 не претерпел изменений за миллиарды лет (т.е. тяжёлые элементы хотя бы даже частично не осели в более глубоких подконвективных слоях звезды), – то масса поглощённой скалистой планеты (почти без водорода и гелия) должна была составить около 0.28 массы Юпитера.
Понятно, что это нереалистично. Такой состав мог быть только "врождённым", даже если на TOI-157 упало несколько преимущественно скалистых суперземель.

Кроме того, таких высокометалличных и древних звёзд наподобие TOI-157 известно уже много. Значение металличности у них определяют не только по линиям магния, но и по другим (линиям железа, кислорода и т.д.).
Скорее всего, более частое нахождение горячих юпитеров возле звёзд с высокой металличностью по сравнению со звёздами с низкой металличностью является следствием именно более высокой металличности туманностей, из которых возникли звёзды и их протопланетные диски. Несколько упавших планет (даже массой с Юпитер, с учётом реальной доли водорода-гелия в них) в процессе миграции планет-гигантов мало повлияет на наблюдаемую металличность звезды.
Вообще, само нахождение преимущественно скалистых суперземель у столь древних звёзд говорило бы в пользу врождённой высокой металличности (кстати, такие планеты уже тоже известны), т.к. для их образования в протопланетном диске должно содержаться много металлов.

[Dayan]

В журнале ApJ Letters вышла статья, посвящённая открытию системы TOI-1130, где на близких орбитах соседствуют горячий юпитер и нептун: TESS Spots a Hot Jupiter with an Inner Transiting Neptune.

Систем, где горячие юпитеры находятся в соседстве с меньшими планетами, известно немного (самые узнаваемые из них – WASP-47 и Kepler-730), но они предоставляют богатую информацию о способах формирования планетных систем.
По современным теориям и наблюдательным данным массивные планеты чаще всего образуются в протопланетынх дисках далеко от своих звёзд, а затем могут мигрировать ближе, в том числе стать горячими юпитерами. Эта миграция может происходить двумя путями: "спокойно", т.е. через взаимодействие с протопланетным диском, и "насильственно" – через планет-планетное рассеяние или механизм Козаи–Лидова. Последние часто находятся на наклонных, полярных или даже ретроградных по отношению к вращению родительских звёзд орбитах. Из-за бурного прошлого рядом с такими гигантами крайне маловероятно нахождение меньших планет (у большинства известных ГЮ нет планет в близком соседстве). И, напротив, рядом с планетами-гигантами, мигрировавшими по спирали "спокойно", могут уживаться меньшие собратья.

Звезда TOI-1130 наблюдалась TESS в 13 секторе (блеск в V = 11.37^m, кстати, она ярче WASP-47 и Kepler-730). Она относится к поздним K-карликам, имеет массу ~ 0.684 M⊙, радиус ~ 0.687 R⊙, Teff ≈ 4250 K, светимость ≈ 0.140 L⊙. Возраст неуверенно оценивается в 8.2 ^+3.8_–4.9 млрд лет. Металличность звезды превышает солнечную более чем в ~ 1.58 раза.
Расстояние до системы составляет 58.26 ± 0.17 пк (или около 190 световых лет).

Массу планет ограничили по данным со спектрографа CHIRON на 1.5-метровом телескопе SMARTS в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо (CTIO) в Чили!
Свойства планет этой системы:
Планета b является горячим нептуном и обращается с периодом примерно 4.066 суток по орбите с плохо определённым эксцентриситетом (e = 0.22 ± 0.11) с большой полуосью a ≈ 0.0439 а.е. Она имеет радиус 3.65 ± 0.10 R⊕. Массу определить не удалось, но она меньше 40 M⊕ с достоверностью 3σ. Равновесная температура планеты оценивается ~ 810 K.

Горячий юпитер c обращается с периодом примерно 8.350 суток по орбите, близкой к круговой (e ~ 0.047), с большой полуосью a ≈ 0.071 а.е. При радиусе 1.50 ^+0.27_–0.22 R_J её масса оценивается 0.974 ^+0.043_–0.044 M_J, что даёт среднюю плотность ~ 0.38 г/см³. Равновесная температура составляет всего ~ 637 K, поэтому газовый гигант относится скорее к условно горячим (а точнее, "тёплым"), но его период меньше 10 суток, поэтому его помещают в класс горячих юпитеров.

[Dayan]

Сегодня в Архиве по совпадению появились две статьи, посвящённые открытию двух очень плотных нептунов в разных системах:
The Magellan/PFS Exoplanet Search: A 55-day period dense Neptune transiting the bright (V=8.6) star HD 95338,
A remnant planetary core in the hot Neptunian desert.

В первой сообщается об открытии транзитной планеты в системе яркой (V = 8.60^m) звезды HD 95338 спектрального класса K0.5V. Эта звезда наблюдалась в 10 секторе TESS. Она имеет массу ~ 0.76 M⊙, радиус ~ 0.86 R⊙, Teff ≈ 5212 K, светимость ≈ 0.49 L⊙ и металличность, вероятно, сравнимую с солнечной. Возраст оценивается в 5.08 ± 2.51 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 36.94 ^+0.03_−0.07 пк (или около 120.5 световых лет).

Планета b обращается по эллиптической орбите (e ~ 0.199) с большой полуосью ~ 0.231 а.е. и периодом примерно 55.086 суток. Её масса была измерена с помощью спектрографов PFS и HARPS – она составила 39.43 ^+6.04_−4.13 M⊕, что при радиусе 3.98 ^+0.09_−0.08 R⊕ даёт среднюю плотность ~ 3.41 г/см³. В предположении альбедо Бонда, равного 0.5, равновесная температура на планете оценивается в 402 K (чуть горячее Меркурия).

Высокая плотность планеты говорит о том, что она может на ~ 90 % по массе состоять из тяжёлых элементов (и на 10 % из водорода и гелия), хотя на диаграмме "масса-радиус" она находится вблизи линии 100 % водяного льда. Реальный состав может быть более сложный, чем двуслойная модель: скорее всего, она содержит большое ядро из тяжёлых элементов, которое окружено массивной ледяной оболочкой, а над ними имеется атмосфера, содержащая водород и гелий.
Как считают авторы, такие планеты образуются в результате гигантских столкновений породивших их планет уже после того, как протопланетный диск рассеялся, который мог бы пополнить запасы летучих веществ.

Во второй статье другая группа сообщает об открытии очень горячего транзитного нептуна возле звезды TOI-849 (V = 11.98^m), относящейся к поздним жёлтым карликам. Эта звезда наблюдалась в 3 секторе TESS. Она имеет массу ~ 0.929 M⊙, радиус ~ 0.919 R⊙, Teff ≈ 5375 K и металличность, превышающую солнечную в ~ 1.55 раза. Согласно закону С–Б её светимость ~ 0.64 L⊙. Возраст оценивается в 6.7 ^+2.8_−2.4 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 225.2 ^+6.1_−5.8 пк (или около 735 световых лет).

Планета b обращается по круговой орбите с большой полуосью всего ~ 0.01598 а.е. и периодом около 0.7655 суток (или 18 ч 22 м). Её масса была измерена с помощью спектрографа HARPS по небольшому количеству спектров. Она составила 40.78 ^+2.41_−2.45 M⊕, что при радиусе 3.447 ^+0.164_−0.122 R⊕ приводит к средней плотности аж в ~ 5.5 г/см³.
Инсоляция на планете почти в 3000 раз превышает солнечную инсоляцию на Земле, и это даёт равновесную температуру на ней ~ 1800 K.

Столь высокая плотность планеты говорит о том, что доля водорода и гелия на планете не должна превышать ~ 3.9 % от массы. На диаграмме "масса-радиус" она находится между линией 100 % водяного льда и линией 50 % льда и 50 % тяжёлых веществ (но ближе к первой). Опять же, реальный состав может быть сложный: так, авторы рассчитали, что при минимальном количестве водорода и гелия на ней, ~ 2.8 % от полной массы, доля воды составит 70 % от массы планеты.
Как отмечают авторы, несмотря на близость TOI-849 b к звезде, фотоиспарение не может обеспечить высокие потери водорода и гелия из её атмосферы (за всё время своего существования планета могла потерять не более нескольких масс Земли этих веществ). Как считают авторы, такие планеты могут образоваться в результате гигантских столкновений и/или формирования в уже обеднённой летучими веществами части протопланетного диска в поздний период эволюции диска, или из-за образования щели в диске (под действием притяжения третьего массивного тела в системе).

[Андрей Астрофизический]

39.43 +6.04−4.13 M⊕, что при радиусе 3.98 +0.09−0.08 R⊕ даёт среднюю плотность ~ 3.41 г/см3.

Однако... Нептун ли это?
По аналогии с "сверх-землями". Это какой-то Сверх-Нептун, как мне кажется.

[николай теллалов]

Сверх-Нептун

мини-Месклин (а то и нано-)
https://en.wikipedia.org/wiki/Mesklin

[Dayan]

Однако... Нептун ли это?
По аналогии с "сверх-землями". Это какой-то Сверх-Нептун, как мне кажется.

Да, в статьях такие планеты называют "нептунами", иногда "супернептунами" (стоит обратить внимание, что в русском названия типам планет принято писать с маленькой буквы, в отличие от английского, где принято писать с заглавной буквы и через дефис, например, "Super-Earth" – "суперземля"). Но это в сущности одно и то же, а все эти разграничения искусственны.
Я считаю, что кроме двух прочно устоявшихся терминов, "суперземля" и "мининептун", не стоит применять эти приставки ко всему. Кстати, например, когда Кеплером были открыты первые планеты, которые меньше Земли, их называли "миниземлями", но со временем от подобных обозначений отходят (исключение – "суперземли" и "мининептуны"). И правильно делают.

[an]

 Новые термины, применительно к экзопланетам, создаются когда  нужно охарактеризовать  объекты  принципиально новые, неизвестные в нашей Солнечной системе.
А мининземли в ней есть. Это Марс, Меркурий, да и Венера.  В будущем возможно какие то новые термины появятся , сейчас даже не изобретенные, применительно к планетам, и утвердятся.

Например суперземли это явно сильно различающиеся классы объектов, в будущем вероятно  раздробятся на новые термины.

[николай теллалов]

да и Венера

ну, Венера по массе и размерам вовсе не мини, а алтерЗемля

[Dayan]

Новые термины, применительно к экзопланетам, создаются когда  нужно охарактеризовать  объекты  принципиально новые, неизвестные в нашей Солнечной системе.

Вы, очевидно, не поняли того, о чём я сказал. Я не против новых терминов, а сказал, что не стоило бы применять приставки "мини" и "супер" ко всему подряд. И астрономы применяют их таким образом сейчас уже явно меньше, кроме устоявшихся "суперземля" и "мининептун".

А мининземли в ней есть. Это Марс, Меркурий, да и Венера. 

Их мало кто из астрономов так называет (особенно Венеру, как выше заметил Николай Теллалов) даже в контексте экзопланет. Венеру по современной классификации экзопланет относят скорее просто к "землеразмерным" планетам, а некоторые экзопланеты иногда даже выделяют в отдельный подкласс "венер", чтобы подчеркнуть отличие от аналогов Земли.
При этом, в Солнечной системе есть ещё крупные спутники и карликовые планеты: Луна, Титан, Ганимед, Каллисто, Ио, Европа, Тритон, Плутон, Хаумеа и т.д. И вместе с Марсом, Венерой и Меркурием всё это явно очень неоднородная выборка.

В будущем возможно какие то новые термины появятся , сейчас даже не изобретенные, применительно к планетам, и утвердятся.

Скорее всего так, но это необязательно должно быть простое "супер" или "мини" чего-либо. Да, сейчас это может быть удобно, но при детальном рассмотрении уже ясно, что не всё так просто.

Например суперземли это явно сильно различающиеся классы объектов, в будущем вероятно  раздробятся на новые термины.

Сам термин "суперземли" характеризует всего лишь массу планет в диапазоне между массами Земли и Урана, и он вряд ли куда-то денется. В статьях так иногда называют планеты с самыми разными свойствами: и скалистые планеты, и мининептуны, и океаниды, и углеродные планеты, и что-нибудь ещё. Хотя мининептуны уже практически отпочковались от скалистых суперземель в отдельный класс.

[an]

Появились две статьи об обнаружении новых экзопланет из данных TESS.

https://arxiv.org/abs/2003.10451 и https://arxiv.org/abs/2003.10852

В первой сообщается об открытии планеты, промежуточной массы между юпитерами и нептунами, у звезды HD 332231 (TOI 1456), планета, размером с Сатурн, имеет массу ~ 0,24 m Юпитера. Планета представляет интерес для просвечивающей спектроскопии.

Во второй сообщается об обнаружении горячего юпитера и горячего нептуна на внутренней по отношению к юпитеру орбите, у звезды TOI-1130, карлика K -класса. Эта система представляет собой редкий случай, когда горячий юпитер имеет вблизи другую планету на небольшом расстоянии, и тем более с меньшим расстоянием от звезды.

Внутренний нептун имеет радиус ~ 3,65 земных с периодом 4,1 дня ; юпитер ~ 1,5 радиуса Юпитера с периодом 8,4 дня.
Масса горячего юпитера оценивается как ~ 0,974m юп. верхний предел для массы горячего нептуна ~ 0,17 m юп.
 Необычная планетная архитектура и яркость звезды-хозяина делают TOI-1130 хорошим тестовым примером для теорий формирования планет и привлекательной мишенью для будущих спектроскопических наблюдений.

[Dayan]

В Архиве вышла статья об открытии транзитной планеты размером с Сатурн в системе HD 332231.
The TESS-Keck Survey I: A Warm Sub-Saturn-Mass Planet and a Caution about Stray Light in TESS Cameras

HD 332231 (TOI 1456) принадлежит к звёздам спектрального класса F8V (блеск в V = 8.56^m). Она расположена на северном небе, и наблюдалась в 14 и 15 секторах TESS. Звезда имеет массу ~ 1.127 M⊙, радиус ~ 1.277 R⊙, Teff ≈ 6089 K, светимость ≈ 2.02 L⊙ и металличность, вероятно, сравнимую с солнечной. Возраст оценивается в 4.3 ^+2.5_−1.9 млрд лет.
Расстояние до системы составляет ~ 80.3 пк (или около 262 световых лет).

Планета b обращается по круговой орбите (e ~ 0.032, a ≈ 0.14 а.е.) с периодом примерно 18.712 суток. Её масса была измерена с помощью спектрографов APF-Levy, Keck-HIRES и SONG – она составила 0.244 ± 0.021 M_J, что при радиусе 0.867 ^+0.027_−0.025 R_J даёт среднюю плотность ~ 0.464 г/см³ (это меньше, чем у Сатурна). В предположении альбедо, равного 0, равновесная температура на планете оценивается в ~ 876 K.

Спектроскопические наблюдения не показывают присутствия каких-либо дополнительных планет в системе, но нужны дополнительные наблюдения.

[Dayan]

Во второй сообщается об обнаружении горячего юпитера и горячего нептуна на внутренней по отношению к юпитеру орбите, у звезды TOI-1130, карлика K -класса.

Уже было на этой же странице выше и двумя днями ранее: TESS - космический телескоп для поиска экзопланет.

[николай теллалов]

а когда ожидать открытий всамделешних "землеподобных" планет, да и вообще систем, более похожих на Солнечную

[Dayan]

а когда ожидать открытий всамделешних "землеподобных" планет, да и вообще систем, более похожих на Солнечную

А что Вы под "всамделешными" землеподобными планетами подразумеваете? Планета TRAPPIST-1 e, которая считается неплохим кандидатом в приют для жизни, подойдёт? А планеты звезды Тигардена (b и c), а планета LHS-1140 b, а Проксима b, а TOI-700 d, а Kepler-186 f, а Kepler-442 b у оранжевого карлика подойдут?
Если вы имеете ввиду землеразмерные (и/или аналогочные Земле по массе) планеты в ЗО жёлтых карликов, то, наверное, стоит подождать миссию PLATO, ввода в строй сверхточных спектрографов на 39-м ELT, 30-м TMT и т.п.