TESS - космический телескоп для поиска экзопланет

[Dayan]

Заявляли, что будут искать землеразмерные:

“The number of Earth-sized and super-earth planets that TESS should find over the course of its two-year primary mission will be in the range of 500 to 1,000 new planets, and overall the number of planets that will be established is likely to be in excess of 20,000 all together,” enthuses MIT’sGeorge Ricker, who is TESS’ Principal Investigator.

https://www.astrobio.net/news-exclusive/the-astrobiology-magazine-guide-to-tess/

Так их и начали находить. Я же сказал об этом:

Но так землеразмерных планет он обнаружил уже несколько. Среди них есть даже меньшие, чем Земля (у меньших, чем Солнце звёзд и красных карликов), например...

Даже вчера в Архиве появилась информация об очередном открытии TESS землеразмерной планеты HD 158259 b: TESS - космический телескоп для поиска экзопланет.

Вы писали:

меня еще до запуска терзали смутные сомнения на чем основаны утверждения, что TESS вообще способен обнаружить землеразмерные (не говоря уже о землеподобных) планеты. Так оно пока что и получается

И это неправда. TESS уже нашёл несколько землеразмерных планет, и я привёл примеры. В чём проблема? В том, что подтверждённых пока не так много?
Я не знаю откуда в приведённой вами ссылке взяли такое количество (и не хочу в этом разбираться), но вот в статье 2014 года от самой группы TESS говорится:

TESS is expected to find thousands of planets smaller than Neptune, including hundreds of super-Earths (1.25–2 R⊕) and tens of planets comparable in size to Earth.

Т.е. ожидалось, что TESS найдёт несколько десятков землеразмерных планет и сотни суперземель.
Согласно статье от 2018 года количество планет, которые TESS предположительно откроет за 2 года основной миссии, уточнили: 41 землеразмерную планету (R < 1.25 R⊕) и 238 суперземель (1.25–2 R⊕), а всего в каталоге TESS ожидается порядка 4400 планет любого размера.

Что мы имеем на сегодняшний день? Согласно NASA-вскому экзопланетному архиву TESS нашёл 1766 кандидатов любого размера, из них 33 кандидата землеразмерные и 144 суперземного размера.
Да, подтверждённых из них не так много, но ведь подтверждение – это гораздо более сложная и комплексная задача, чем поиск новых кандидатов в фотометрии. Кандидаты Кеплера тоже подтверждали долго (и продолжают подтверждать сегодня): первый большой урожай подтверждённых планет был опубликован в 2014 году, второй в 2016. Сейчас только половина всех кандидатов каталога Кеплера подтверждена (~ 2350 из ~ 4720), несмотря на то, что с момента запуска Кеплера прошло уже 11 лет.

[LV46]

Согласно статье от 2018 года количество планет, которые TESS предположительно откроет за 2 года основной миссии, уточнили: 41 землеразмерную планету (R < 1.25 R⊕) и 238 суперземель (1.25–2 R⊕), а всего в каталоге TESS ожидается порядка 4400 планет любого размера.

Это другое дело. Спасибо. В который раз убеждаюсь, что Википедия - отстой. ))

[an]

 В архиве препринтов появились две статьи об обнаруженной планете TOI-1235b

 https://arxiv.org/abs/2004.06218

https://arxiv.org/abs/2004.06682

Планета находится  около яркой неактивной звезды  TOI-1235 транзитный сигнал которой был обнаружен в фотометрических временных рядах секторов 14, 20. и 21  телескопа TESS. Подтверждение было получено используя точные измерения радиальной скорости с помощью спектрографов CARMENES и HARPS-N.     

Звезда спектрального класса M находится на расстоянии от Земли 39.68 пк (129,36 св. лет) в созвездии Большая Медведица


планета обращается вокруг звезды с периодом 3,44дня.

масса  планеты 5,9 (+/- 0,6) M Земл. радиус 1,69 ( +/- 0,08) R Земли,  это означает что планета имеет каменистый состав с  плотностью, немного большей, чем у Земли. p =  6,7( + 1,3-1,1) г / см3.

Сочетание радиуса и массы планеты  делает  положение TOI-1235b в переходной области на диаграмме радиус-период между каменистыми планетами и планетами со значительными атмосферными оболочками и легкими элементами в составе, которых сейчас известно немного.

В моделях планеты массовая доля железного ядра оценивается в 20 + 15?12%  и доля газов  H / He на уровне <0,5%. Что означает отсутствие массивной газовой оболочки
 В то время как точное местоположение радиального промежутка для M-карликов все еще остается предметом дискуссий,  его нахождение в пределах 1,7 R Earth или больше, на уровнях инсоляции, полученных для TOI-1235b ~ 60 S Земл., делает его чрезвычайно интересным объектом для дальнейших исследований формирования планет и эволюции атмосферы.

Звезда показывает также фотометрическую периодичность, близкую к первой гармонике фотометрически определенного периода вращения звезды, которая рассматривается как звездная активность, но полностью не может быть исключено как свидетельство наличия ещё одной планеты.     


 

[Dayan]

Вышла статья об открытии двух транзитных планет в системе TOI-421: The multi-planet system TOI-421 – A warm Neptune and a super puffy mini-Neptune transiting a G9 V star in a visual binary.

TOI-421 (BD-14 1137) является звездой спектрального класса G9V (её блеск в V = 9.93^m), входит в состав визуальной двойной. Она наблюдалась TESS в 5 и 6 секторах. Звезда имеет массу ~ 0.852 M⊙, радиус ~ 0.871 R⊙, Teff ≈ 5325 K, светимость согласно закону С–Б составляет примерно 0.55 L⊙. Металличность сравнима с солнечной. Возраст оценивается в 9.4 ^+2.4_−3.1 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 74.94 ± 0.58 пк (или около 244 световых лет).

Как обнаружили авторы исследования по данным Gaia DR2, слабая звёздочка Gaia ID 2984582227215748224, находящаяся на расстоянии ~ 29.4" от TOI-421, имеет сходный параллакс и собственное движение с TOI-421, поэтому пришли к выводу о физической связи между этими звёздами. Слабая звёздочка представляет собой красный карлик, который в полосе G на 4.8^m тусклее главного компонента. Угловое разделение и параллакс подразумевают взаимное расстояние между двумя звёздами около 2200 а.е.

Ранее у звезды TOI-421 был известен лишь один транзитный кандидат с периодом около 16 суток (открыт командой TESS), но исследование, проведённое авторами данной статьи, позволило им обнаружить второй сигнал в лучевых скоростях с периодом около 5 суток, а более подробный анализ кривой блеска от TESS показал, что вторая планета также является транзитной. Измерение лучевых скоростей проводилось с помощью спектрографов FIES, CORALIE, HARPS, HIRES и PFS.

Параметры планет системы:
c обращается с орбитальным периодом примерно 5.197 суток (большая полуось ≈ 0.056 а.е.). При радиусе 2.72 ^+0.19_−0.18 R⊕ её масса составила 7.05 ^+0.71_−0.70 M⊕, что приводит к средней плотности около 1.93 г/см³ – как считают авторы, перед нами раздутый мининептун. Инсоляция на планете в ~ 177 раз превышает инсоляцию на Земле, в предположении нулевого альбедо поверхностная температура оценивается в ~ 1015 K.
b обращается с орбитальным периодом примерно 16.068 суток (большая полуось ≈ 0.118 а.е.). При радиусе 5.17 ± 0.13 R⊕ её масса составила 16.23 ^+1.14_−1.08 M⊕, что приводит к средней плотности около 0.645 г/см³ – перед нами обычный нептун. Инсоляция на планете в ~ 39 раз превышает инсоляцию на Земле, в предположении нулевого альбедо поверхностная температура оценивается в ~ 697 K.

Обе планеты являются хорошими целями с точки зрения будущих атмосферных исследований.

[an]

 Странный вывод авторов статьи, что TOI-421c  находится в классе ультрапухлых мининептунов.   При средней плотности 1.93(+0.49-0.39) g/cm3 ничего такого ультрапухлого, хотя бы для мининептунов, не видно.

[Dayan]

Странный вывод авторов статьи, что TOI-421c  находится в классе ультрапухлых мининептунов.   При средней плотности 1.93(+0.49-0.39) g/cm3 ничего такого ультрапухлого, хотя бы для мининептунов, не видно.

Да, мне тоже это показалось странным. Особенно, если учитывать, что второй нептун имеет меньшую плотность – около 0.645 г/см³, но даже он не может считаться раздутым – это вполне обычная плотность для подобных случаев.
Кто-то что-то перепутал.

[Андрей Астрофизический]

Странный вывод авторов статьи, что TOI-421c  находится в классе ультрапухлых мининептунов.

При ее массе и размерах... почему-то мне думается, что может быть это "раздутая" суперземля-океанида. С очень протяженной атмосферой.
А еще такие образцы лишний раз заставляют подумать, что четкой границы между "каменистыми" планетами, и газовыми гигантами, собственно говоря и нет... В любое промежуточное сочетание свойств между Землей и Юпитером, куда ни ткни, найдется экзопланета. Некоторые сочетания редки, но все равно бывают.

[Dayan]

При ее массе и размерах... почему-то мне думается, что может быть это "раздутая" суперземля-океанида. С очень протяженной атмосферой.

По своим размерам и плотности TOI-421c – это типичный мининептун. Даже если в её атмосфере очень мало водорода, но сама она содержит большую долю воды в составе, такие планеты всё равно называют мининептунами. Про отличие океанид и мининептунов я уже писал (кстати, в ответ на подобный же ваш пост). Астрономы, хоть и негласно, придерживаются такого водораздела.

А еще такие образцы лишний раз заставляют подумать, что четкой границы между "каменистыми" планетами, и газовыми гигантами, собственно говоря и нет... В любое промежуточное сочетание свойств между Землей и Юпитером, куда ни ткни, найдется экзопланета. Некоторые сочетания редки, но все равно бывают.

Граница есть, хотя она и очень размыта. Её обнаружили несколько групп во главе с группой Кеплера в последнее десятилетие: до размеров планеты 1.5 R⊕ средняя плотность статистически растёт, а после уменьшается; и потом открытие зазора Фултона для планет в диапазоне радиусов 1.5–2 R⊕. Т.е. планеты с меньшими радиусами, чем 1.5 R⊕, – в основном либо каменистые, либо океаниды (которые могут быть мининептунами, если относительно близки к звезде), а планеты с большим размером, чем 2 R⊕, – либо нептуны, либо газовые гиганты (хотя редко, до размеров 2–2.5 R⊕, условно каменистые ещё встречаются среди очень горячих планет).
Почему Вы всё время преуменьшаете это достижение, для меня остаётся загадкой.
Куда ни ткни (например, на диаграмме "масса–радиус"), найдётся планета – такого нет.

[Dayan]

Вышла статья об открытии 4 планет в системе солнцеподобной звезды HD 108236: TESS discovery of a super-Earth and three sub-Neptunes hosted by the bright, Sun-like star HD 108236.

HD 108236 (HIP 60689, TOI-1233) представляет собой звезду спектрального класса G3V (её блеск в V = 9.22^m). Она наблюдалась TESS в 10 и 11 секторах. Звезда имеет массу ~ 0.97 M⊙, радиус ~ 0.888 R⊙, Teff ≈ 5730 K, согласно закону С–Б её светимость составляет примерно 0.766 L⊙. Металличность определена с большой погрешностью, но формально равна примерно половине солнечной. Возраст оценивается в 5.8 ± 4.1 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 64.6 ± 0.2 пк (или около 210.7 световых лет).

По данным TESS у этой звезды авторы обнаружили и подтвердили стандартными методами четыре транзитные планеты. И хотя с помощью PFS было получено небольшое количество спектров высокого разрешения (12), их массы не измерялись.

Параметры планет системы:
b обращается с орбитальным периодом примерно 3.795 суток (большая полуось ≈  0.047 а.е.). Её радиус 1.586 ± 0.098 R⊕ – возможно, что это скалистая суперземля. В предположении альбедо, равного 0.3, поверхностная температура оценивается в ~ 1099 K.
Скорее всего три внешние планеты являются мининептунами.
c обращается с орбитальным периодом примерно 6.204 суток (большая полуось ≈ 0.065 а.е.). Её радиус 2.068 ^+0.10_−0.091 R⊕. В предположении альбедо, равного 0.3, поверхностная температура оценивается в ~ 932 K.
d обращается с орбитальным периодом примерно 14.176 суток (большая полуось ≈ 0.113 а.е.). Её радиус 2.72 ± 0.11 R⊕. В предположении альбедо, равного 0.3, поверхностная температура оценивается в ~ 708 K.
e обращается с орбитальным периодом примерно 19.592 суток (большая полуось ≈  0.140 а.е.). Её радиус 3.12 ^+0.13_−0.12 R⊕. В предположении альбедо, равного 0.3, поверхностная температура оценивается в ~ 636 K.

Эксцентриситеты орбит всех 4 планет определены очень плохо, но скорее всего они невелики.

На картинке показана архитектура системы HD 108236 с известными планетами (эллиптический вид орбит обусловлен художественным углом обзора и не влияет на эксцентриситеты орбит). Справа серым кружком показан Меркурий, как если бы он обращался вокруг HD 108236 с его реальным периодом. Радиусы планет и звезды преувеличены в 50 и 5 раз соответственно.

[Ultima Thulean]

А может быть такая система, внутри плотноупакованная, а дальше "нормальная", типа нашей. Т.е. внутри орбиты Меркурия целая система с суперземлями и мининептунами?

И наоборот, где-то в Облаке Оорта система из "планет 9" с огромными расстояниями между ними, а обычные планеты для них "плотноупакованны"?

[Dayan]

А может быть такая система, внутри плотноупакованная, а дальше "нормальная", типа нашей. Т.е. внутри орбиты Меркурия целая система с суперземлями и мининептунами?

Системы с чем-то таким, о чём Вы говорите, открыты – это, например, Kepler-186, Kepler-62, Kepler-167, HD 10180 и др. Там известно одновременно несколько планет на близких к звёздам орбитах, а также известны планеты на расстояниях, сравнимых с расстояниями между Солнцем и планетами Солнечной системы.
Неизвестно, насколько далеко от звезды простираются такие "ожерелья" из планет. Скорее всего сейчас мы видим просто верхушку айсберга. Кроме того, в разных системах может быть по-разному.

И наоборот, где-то в Облаке Оорта система из "планет 9" с огромными расстояниями между ними, а обычные планеты для них "плотноупакованны"?

Наверное в облаке Оорта всё же недостаточная масса вещества (которая размазана в огромном объёме), чтобы там возникали планеты. Обычно они формируются в протопланетных дисках. У звёзд типа Солнца эти диски имеют размеры от нескольких десятков а.е. до нескольких сотен а.е. У более горячих звёзд, например класса A, эти диски могут иметь размеры в несколько тысяч а.е. И во внешних областях протопланетных дисков плотность вещества становится слишком низкой.

[Ultima Thulean]

Наверное в облаке Оорта всё же недостаточная масса вещества (которая размазана в огромном объёме), чтобы там возникали планеты. Обычно они формируются в протопланетных дисках.

А пресловутая "планета 9"? Планеты могут быть выброшены на большие расстояния?

[Андрей Астрофизический]

где-то в Облаке Оорта система из "планет 9" с огромными расстояниями между ними

Среди уже открытых экзопланет, есть такие, для которых средний радиус орбиты (большая полуось) составляет порядка тысячи а.е. Есть даже чуть побольше.
Само по себе это более вероятно у горячих звезд - их протопланетные диски более протяженны. Однако я бы еще отметил, имеющую место, наблюдательную селекцию - на большом удалении от звезды, очень сложно что-либо находить, транзитными такие планеты уже не бывают, а период обращения вокруг звезды настолько большой, что нет никаких надежд обнаружить их и RV-методом. Остается прямое наблюдение, и - на таком расстоянии от звезды, только звезды с достаточно высокой светимостью, могут дать достаточно света чтобы планету можно было бы обнаружить.
Планеты на подобных орбитах, у солнцеподобных и у более слабых звезд, современными методами не обнаружимы. Так что, даже если они где-то и есть, мы не можем об этом узнать, и не можем составить статистику.
Если же опереться на статистику по коричневым карликам то у них орбиты в тысячи а.е. - обычное дело. Бывает)

[Dayan]

А пресловутая "планета 9"? Планеты могут быть выброшены на большие расстояния?

Ещё пока не доказана. В любом случае, даже если существует, предполагается на расстоянии в несколько сотен а.е. от Солнца. Это не облако Оорта.

Планеты могут быть выброшены из системы, но чтобы снова стать спутником звезды, нужно куда-то сбросить лишний угловой момент, поэтому это маловероятно.
Если в результате гравитационного взаимодействия планета переходит на более широкую орбиту, то её перицентр в любом случае должен находиться во внутренней области, где она родилась и провзаимодействовала с чем-то.

Среди уже открытых экзопланет, есть такие, для которых средний радиус орбиты (большая полуось) составляет порядка тысячи а.е. Есть даже чуть побольше.

Остается прямое наблюдение, и - на таком расстоянии от звезды, только звезды с достаточно высокой светимостью, могут дать достаточно света чтобы планету можно было бы обнаружить.

Прямым методом на таких больших расстояниях (в десятки, сотни и тысячи а.е. от звёзд) сейчас открывают массивные экзопланеты и коричневые карлики не потому, что они ярко освещены звёздами, а потому, что они сами ярко светятся в ИК в результате продолжающегося гравитационного сжатия, или в случае коричневых карликов продолжающихся термоядерных реакций с участием тяжёлых изотопов водорода. Это молодые объекты.
Зрелые планеты на таких расстояниях от звёзд уже не обнаруживают с помощью современных средств.

Если же опереться на статистику по коричневым карликам то у них орбиты в тысячи а.е. - обычное дело. Бывает)

Только образуются такие далёкие от звёзд коричневые карлики по звёздному сценарию – не в протопланетных дисках. Как широкие двойные и кратные звёзды непосредственно в межзвёздных молекулярных облаках. Их орбиты с большой вероятностью не совпадают с плоскостью протопланетного диска главной звезды и часто очень вытянуты.

[Андрей Астрофизический]

Только образуются такие далёкие от звёзд коричневые карлики по звёздному сценарию

Это верно. Вероятно, только такой сценарий в основном и может давать основную массу орбит в районе 1000 а.е. и далее, а для других сценариев такие случаи единичны и редки. Но, только ли звезды так образуются?
Количество найденных коричневых карликов, кажется, вполне коррелирует с технической возможностью их обнаружения - они не очень яркие. А там где обнаружены, их довольно много.
В частности, одна из ближайших к СС, систем, представляет собой двойной коричневый карлик.
Если есть такого рода системы, то почему не возникнуть системе "коричневый карлик + газовый гигант", где оба компонента формировались по звездному сценарию.
Правда, есть и сомнения... для такого формирования потребуется межзвездное молекулярное облако очень малой массы, чтобы на второй коричневый карлик вещества не хватило. Будет ли этой массы достаточно, чтобы вообще что-то собралось и сформировалось... не знаю.

[Dayan]

Это верно. Вероятно, только такой сценарий в основном и может давать основную массу орбит в районе 1000 а.е. и далее, а для других сценариев такие случаи единичны и редки. Но, только ли звезды так образуются?

Вероятно, что таким способом также могут формироваться и объекты меньше коричневых карликов по массе. Но не так уж часто.

В частности, одна из ближайших к СС, систем, представляет собой двойной коричневый карлик.
Если есть такого рода системы, то почему не возникнуть системе "коричневый карлик + газовый гигант", где оба компонента формировались по звездному сценарию.

Методами микролинзирования и прямого фотографирования такие пары "коричневый карлик и массивная планета" обнаружены (хотя с однозначностью решения для этих методов часто плохо), например здесь, здесь, здесь.
Полагаю, что чаще всего массивные планеты-гиганты рядом с коричневыми карликами образуются звёздным способом (как мини-версия обычной двойной звезды). Протопланетные диски у коричневых карликов тоже наблюдаются. Кстати, сейчас есть наземные проекты, направленные на поиск транзитных планет у коричневых карликов и маломассивных звёзд (благодаря одному из них открыта система TRAPPIST-1). Например, SPECULOOS.

[Dem]

Граница есть, хотя она и очень размыта. Её обнаружили несколько групп во главе с группой Кеплера в последнее десятилетие: до размеров планеты 1.5 R⊕ средняя плотность статистически растёт, а после уменьшается; и потом открытие зазора Фултона для планет в диапазоне радиусов 1.5–2 R⊕. Т.е. планеты с меньшими радиусами, чем 1.5 R⊕, – в основном либо каменистые, либо океаниды (которые могут быть мининептунами, если относительно близки к звезде), а планеты с большим размером, чем 2 R⊕, – либо нептуны, либо газовые гиганты (хотя редко, до размеров 2–2.5 R⊕, условно каменистые ещё встречаются среди очень горячих планет).

Это скачок по размеру, а не по массе... Как понимаю, как только в атмосфере становится много водорода с гелием - она автоматом рыхлеет.... и толщина атмосферы становится сравнима с радиусом каменного ядра.

И наоборот, где-то в Облаке Оорта система из "планет 9" с огромными расстояниями между ними, а обычные планеты для них "плотноупакованны"?

Судя по фото дисков формирующихся звёзд - вполне возможны тяжёлые планеты уровня нептуна-юпитера в сотнях а.е. от звезды... это нам не повезло. вот например - диаметр 400-500 ае, формирующиеся планеты вполне видны.

[Dayan]

Это скачок по размеру, а не по массе... Как понимаю, как только в атмосфере становится много водорода с гелием - она автоматом рыхлеет.... и толщина атмосферы становится сравнима с радиусом каменного ядра.

Это качественное изменение физико-химического состояния планет. 1.5 R⊕ в случае железно-силикатного состава соответствует планетам с массами примерно 4–5 M⊕. Статистически горячие планеты с таких масс начинают удерживать лёгкие вещества (хотя не настолько горячие могут удерживать и при меньших массах, пример – планеты Kepler-11). Мининептуном может быть планета и с ~ 1 % лёгких веществ (не только водорода и гелия), об этом уже много раз говорилось.

[Goodricke]

В пульсациях переменных звезд типа δ Щита нашли закономерность

https://indicator.ru/astronomy/zvezd-tipa-d-shita-zakonomernost-14-05-2020.htm
https://www.nasa.gov/feature/goddard/2020/nasa-s-tess-enables-breakthrough-study-of-perplexing-stellar-pulsations
https://www.nature.com/articles/s41586-020-2226-8

http://www.youtube.com/watch?v=7n22BI7BYAE

[Foma]

На конференции AAS 236, которая пройдет на следующей неделе, ожидается презентация оригинального результата от TESS: транзитная планета у белого карлика. Планета размером с Юпитер находится на орбите периодом 1.4 дня, ее масса точно не определена, но не превышает 14 M_J. До этого у белых карликов находили только нерегулярные транзиты планетезималей  (WD 1145+017), либо аккрецию вещества из пылевых дисков или атмосфер предполагаемых планет (WDJ0914+1914). Находка TESS может стать первым полноценным кандидатом в своем классе и видимо будет первой планетой, полностью затмевающей свою звезду. Удивительно, что ее вообще смогли найти - при таких параметрах орбиты продолжительность транзита не превышает 15-30 минут, что сопоставимо с временем экспозиции TESS.

Абстракт:

(кликните для показа/скрытия)

Discovery of a Giant Planet Candidate Transiting a White Dwarf

We report the discovery of a giant planet candidate transiting a white dwarf star. The planet candidate orbits its host star every 1.4 days, is about the size of Jupiter, and has a mass less than about 14 M_Jup. The planet candidate orbits close enough to the white dwarf that it must have formed farther out to avoid destruction when the host star evolved into a red giant. Previously, the presence of asteroids and planets near white dwarfs has been inferred from observations of debris disks, transiting material, and refractory materials in the stellar spectra, but it was unclear whether any planets could make the journey while avoiding tidal disruption. This new discovery demonstrates that low-mass objects can survive migration into close orbits around white dwarfs.