Kepler - космический телескоп для поиска планет

[Erandir]

Быстрая гибель планеты в прямом эфире.

Не думаю, что всё так радикально Глубина транзитов стабильна, в пределах погрешности, за последние два года:

Тут, кстати, есть один момент – на картинке средняя глубина транзитов за 4 год чуть меньше, чем за 3й, а по тексту статьи (стр. 3) и таблице1 (стр. 4) – наоборот. Впрочем, учитывая разницу - это мелочи.
Конечно, с чем связана наблюдаемая переменность необходимо разбираться, но первым делом надо смотреть связь с активностью звезды – у KIC-1255b была показана такая зависимость, здесь ситуация может быть аналогичной.

Хотя между этими испаряющимися планетам есть одно важное различие – у KOI-2700b значительно хуже отношение сигнал к шуму по сравнению со «старшей сестрой», что серьёзно усложняет изучение. Даже если взять фотометрию за 1й квартал, отдельные транзиты будут почти не различимы:

Среднее отношение S/N на 1 транзит за 1й год составляет 5, за 2й год – 4,2, за 3й и 4й – 2,9. Т.о. на Кеплере, фактически, невозможно изучение индивидуальных транзитов этой планеты в отличие от KIC-1255b.
Несмотря на столь незаметные транзиты, есть  возможность дальнейшего изучения тренда переменности. Для этого необходимо через некоторое время, например, летом 2014, что бы был год спустя работу Кеплера, снять несколько транзитов на большом инструменте, например, на GTC. Даже для точности 300ppm на 4-минутных экспозициях (как для KIC-1255) для транзитов  ~300ppm глубиной, SNR получается 8,9 на транзит и 17,8 на 4 транзита, что смотрится уже значительно лучше. Учитывая, что точность замеров на Кеплере для KOI-2700 в 2 раза выше, чем для KIC-1255, то точность OSIRIS на GTC может быть тоже пропорционально лучше и полученное SNR соответственно.

И вместо исторического экскурса - впервые кандидат KOI-2700.01 появился в начале 2013 года, когда были обработаны данные за 8 кварталов. Он был записан как имеющий среднюю глубину транзита 334ppm (что пересчитывалось в радиус 1,26 земных) и продолжительность 2,445 часа. Температура оценивалась как 1171 К для альбедо 0,3. В текущем каталоге значатся 404ppm (но пересчитали в 1,12 радиусов Земли), 2,0851 часа транзит и такая же температура. Теперь мы можем сравнить, как эти параметры соотносятся с действительностью, по крайней мере, в текущем её понимании

Что касается температуры, то для KIC-1255b по критерию Кеплера температура выходит 1437K, но оценка максимальной для дневного полушария значительно выше – 2150K. Если аналогичным способом прикинуть для обсуждаемой планеты, то выйдет 1825K.
Конечно, мы не знаем состав испаряющегося материала, тем более что он может отличаться у этих планет, но более низкая температура тоже вносит свой вклад в то, что планета испаряется медленнее (транзиты мелкие), а хвост живёт дольше (транзиты очень длинные). Если бы ещё уточнить возраст звезды (пока оценка составляет 4,8±3,8 млрд. л), то можно было бы лучше ограничить свойства планеты.

Есть ещё один момент, который хотел написать. Алгоритм TCE видит обе испаряющиеся планеты, точнее увидел ещё в данных за 12 кварталов, KIC-1255b= TCE-16076.01, а KOI-2700.01 = TCE-10090.01, по 16-квартальной нумерации. При этом для первой транзит обработан как симметричный (!), для второй – виден хороший перекос. Но что касается KOI-2700b в TCE-каталоге, то в DV-файлах есть один момент, который даже просматривается в статье на рис. 2 в данных 1-го года, но не упоминается – претранзитное усиление яркости! Есть даже намёк на посттранзитное, но больно уж слабый. Ниже фазированная фотометрия KOI-2700b (слева) и для сравнения KIC-1255b (справа) за 16 кварталов:

Пойманный эффект означает возможность оценить размер пылевых частиц комы, что важно для построения модели испарения этой планеты.

Интересно, будут ли выловлены ещё подобные планеты в данных Кеплера? А также планеты на аналогичной стадии испарения, но более летучих веществ, например, океаниды-суперкометы?

Upd: В фазированной фотометрии за 12 кварталов пре/посттранзитные усиления яркости у KOI-2700b видны ещё лучше:

Добавившийся четвёртый год с продолжившимися мелкими транзитами подзамылил картинку.

[arduan]

Что планеты,что люди --медленно испаряющиеся субъекты ( если рядом со Звездой).   Это я в смысле,что настоящая планета-- испаряющаяся планета..

[Erandir]

В октябре в кратком изложении анонсов конференции я упоминал обзор поля Кеплера от GALEX. А вот появилось ещё одно практическое приложение: сочетание УФ-наблюдений  этого телескопа и фотометрии Кеплера позволило более точно описать  активность звёзд и оценить уровень RV-шума. Что очень важно для построения эффективной наблюдательной стратегии RV-обзоров.

[Dayan]

Интересно, будут ли выловлены ещё подобные планеты в данных Кеплера? А также планеты на аналогичной стадии испарения, но более летучих веществ, например, океаниды-суперкометы?

Конечно, такие планеты должны существовать.
С одной стороны кажется, что испаряющиеся океаниды заметить легче - они могут быть больше - до нескольких масс Марса, может даже до 1 массы Земли (если сравнить скорости движения молекул, составляющих горные породы и воды, или водорода-гелия, учитывая при этом скорость убегания на планете). Но, с другой стороны лёгкие вещества более прозрачны в оптическом диапазоне (для Кеплера), чем пар из горных пород - т.е. будет ли из, например, водяного пара так заметен хвост? Тут без изучения в ультрафиолете и инфракрасе (например, в таком случае должны быть заметны эмиссионные линии при транзите) труднее, мне кажется.

[Erandir]

чем пар из горных пород - т.е. будет ли из, например, водяного пара так заметен хвост?

Так пар из горных пород тоже прозрачный в диапазоне Кеплера, а серьёзно поглощать начинает только на 1,5-2 мкм (см. ответ 3145). Основу поглощения в том, что видит Кеплер составляет пыль. Насколько будет пылить океанида? Навскидку думается, что значительно меньше, чем испаряющаяся каменная планета. Но насколько будут плотные потоки газа, насколько они будут рассеивать свет и поглощать тоже, всё это без модели сказать не получится. Но интересно очень
А ультрафиолетчики, прикидывавшие размеры телескопов для различных экзопланетных исследований отдельным пунктом поглядывают на раздел «испаряющиеся океаны». И, думаю, не зря.

[Dayan]

чем пар из горных пород - т.е. будет ли из, например, водяного пара так заметен хвост?

Так пар из горных пород тоже прозрачный в диапазоне Кеплера, а серьёзно поглощать начинает только на 1,5-2 мкм (см. ответ 3145). Основу поглощения в том, что видит Кеплер составляет пыль.

Да, я неверно выразился - не пар, а пыль конечно. Но так пыль же и состоит в основном из этого же вещества (горных пород). Конечно, там возможны включения какого-нибудь вольфрама, но думаю, не очень много.

[Erandir]

Да, я неверно выразился - не пар, а пыль конечно. Но так пыль же и состоит в основном из этого же вещества (горных пород).

Да, в основном должна из того же. С планеты срываются потоки пара и пыли, которая испаряется уже в полёте. Но мне кажется, что океанида не будет разбрасывать ледяное крошево как Энцелад. Хотя, возможно, это зависит от того какая планета и в каких условиях.

[Dayan]

Но мне кажется, что океанида не будет разбрасывать ледяное крошево как Энцелад. Хотя, возможно, это зависит от того какая планета и в каких условиях.

Можно немножко пооффтоплю? Просто меня мучает вопрос: что будет с Ганимедом (или Каллисто, или любое тело такой массы, состоящее в основном из воды), если его поместить на орбиту Земли? Если чисто интуитивно, то как это может выглядеть - как испаряющаяся хвостатая планета-океан, с атмосферой, с жидкой водой у поверхности? Есть ли подобное в природе, как думаете? И что будет, если поместить его на орбиту Меркурия (миниатюрный аналог GJ1214b)? Это видимо почти то, что Вы и спрашивали.

[Searcher16]

Первая транзитная планета у звезды-гиганта: Kepler-91 b
Отстоит от его поверхности на 1.32  его радиуcа в перицентре

[Dayan]

Первая транзитная планета у звезды-гиганта: Kepler-91 b

Не первая. Kepler-56, к примеру, тоже звезда-гигант (радиус 4.2 солнечных).

[Searcher16]

Граница между гигантами и субгигантами спектрального класса K проходит где-то в районе 5 радиусов Солнца. Так что Kepler-56 A - всего лишь субгигант

[Dayan]

Граница между гигантами и субгигантами спектрального класса K проходит где-то в районе 5 радиусов Солнца. Так что Kepler-56 A - всего лишь субгигант

Чушь. Это зависит от нескольких факторов - от массы звезды, её металличности и возраста. По Kepler-56 открываем оригинальную статью и смотрим как её классифицируют:

We used asteroseismology to measure a large obliquity for Kepler-56, a red giant star hosting two transiting coplanar planets.

the temperature and surface gravity of Kepler-56 (KIC6448890) indicate that it is an evolved star with exhausted hydrogen in its core, and that it started burning hydrogen in a shell surrounding an inert Helium core. Stellar evolutionary theory predicts that our Sun will evolve into a low-luminosity red giant similar in size to Kepler-56 in roughly 7 billion years.

Заметьте, в статье нигде нет приставки "sub". Или Вы лучше учёных разбираетесь в звёздной эволюции?

[Андрей Курилов]

Блин, нашли ведь о чём спорить. У меня гигант всё равно гигантее ваших

[Searcher16]

Новый скачок в номерах Кеплера воистину впечатляет: Kepler-410 A b (она же KOI-42) - нептунчик у яркой F-звезды на слегка вытянутой орбите. Вторая звезда среднего класса K. Таймингом выяснено наличие второй нетранзитной планеты, однако ее параметры не определены.

Update: система иизвестна как HD 175289

[vsf]

Новый скачок в номерах Кеплера воистину впечатляет: Kepler-410 A b (она же KOI-42) - нептунчик у яркой F-звезды на слегка вытянутой орбите.

Наверное такая прибавка это многопланетные системы подтвержденные статистическим методом. К конференции не успели опубликовать, а к AAS в январе может успеют.

[Dayan]

Kepler-410 A b (она же KOI-42) - нептунчик у яркой F-звезды на слегка вытянутой орбите. Вторая звезда среднего класса K. Таймингом выяснено наличие второй нетранзитной планеты, однако ее параметры не определены.

Update: система иизвестна как HD 175289

Компоненты Kepler-410 A и Kepler-410 B отделяет 1.6" что на расстоянии 132 пк пересчитывается в спроецированное расстояние в 211 а.е. Замечательно, что хотя это относительно не слишком широкая двойная, ось орбиты планеты почти коаксиальна с осью вращения звезды, как в Солнечной системе. Хорошо известны и более широкие двойные, планеты возле одной из компонент которых находятся на сильно наклонных или полярных орбитах.

[Dayan]

Ещё почему-то никто не обратил внимания на другую интересную статью, появившуюся сегодня в Архиве: Stellar wind interaction and pick-up ion escape of the Kepler-11 "super-Earths". В ней приводятся рассчёты скоростей потерь ионов водорода в результате взаимодействия с звёздным ветром в экзосферах пяти внутренних планет (b-f) системы Kepler-11. Также эта скорость сравнивается с величиной потерь в результате теплового движения атомов водорода.
Гидродинамическое моделирование хорошо показывает, что планеты должны быть окружены очень большой прозрачной (в видимом свете) водородной "короной", форма и объём которой зависят от расположения планеты от звезды и скорости убегания на планете.
Основной вывод: скорости потерь ионизованного водорода в результате взаимодействия с "солнечной" плазмой оказываются равными от 1.07×10⁷  до ∼ 6.8×10⁷ г/с для Kepler-11 b-f, что составляет несколько процентов от тепловых потерь этими планетами (Probing the Blow-Off Criteria of Hydrogen-Rich "Super-Earths").

Для примера, скорость нетепловых потерь у Kepler-11f составляет 6.8×10⁷ г/с, а скорость тепловых потерь равна 3.3×10⁸ г/с. В итоге, за время 1 млрд лет планета в среднем теряет водорода около 0.002 массы Земли (при полной современной массе планеты 2.0 земных). Потеря гелия и др. газов составляет на много порядков меньше.

Только упрёк авторам этих статей состоит в том, что они использовали устаревшие сведения по массам и радиусам планет этой системы, которые немного отличаются от современных оценок.

[vika vorobyeva]

Сегодня в Архиве появилась интересная статья о проверке кандидатов Кеплера из списка KOI на наличие звезд фона на малом угловом расстоянии (от 0.15 до 2.5 угловых секунд) от целевых звезд. Фоновые затменно-переменные двойные могут имитировать транзитный сигнал и приводить к ложным открытиям. Народ отчитался за 2012 год, в течение которого наблюдались окрестности 715 звезд, имеющих транзитные кандидаты.
Обнаружено 53 близких фоновых звезды, из них 44 представлено впервые. Общая вероятность наличия рядом со звездой KOI подозрительной фоновой звезды (не обязательно затменно-переменной, но проверить надо!) составляет 7.4 ± 1%.
Кроме того, авторы статьи приводят доводы в пользу того, что многопланетные системы KOI-191 и KOI-1151 являются "распределенными" двойными, т.е. часть планет вращается вокруг одной звезды, а часть - вокруг второй.

http://arxiv.org/pdf/1312.4958v1.pdf

[Searcher16]

Сегодня в Архиве появилась интересная статья о проверке кандидатов Кеплера из списка KOI на наличие звезд фона на малом угловом расстоянии (от 0.15 до 2.5 угловых секунд) от целевых звезд. Фоновые затменно-переменные двойные могут имитировать транзитный сигнал и приводить к ложным открытиям. Народ отчитался за 2012 год, в течение которого наблюдались окрестности 715 звезд, имеющих транзитные кандидаты.
Обнаружено 53 близких фоновых звезды, из них 44 представлено впервые. Общая вероятность наличия рядом со звездой KOI подозрительной фоновой звезды (не обязательно затменно-переменной, но проверить надо!) составляет 7.4 ± 1%.
Кроме того, авторы статьи приводят доводы в пользу того, что многопланетные системы KOI-191 и KOI-1151 являются "распределенными" двойными, т.е. часть планет вращается вокруг одной звезды, а часть - вокруг второй.

http://arxiv.org/pdf/1312.4958v1.pdf

Насчет KOI-191 и KOI-1151.

Думаю, что в первой все-таки все четыре планеты вращаются вокруг главной звезды. А вторая, наоборот, распределенная. Интересно, каков точный радиус более тусклого компонента (если считать его K7V) ?
Кстати, поглядите на архитектуру: после передачи 2го и 5го кандидатов она становится куда нормальнее:

[Dayan]

Тотальное обновление списка KOI: 1089 новых предкандидатов было добавлено сегодня в НАСАвском экзопланетном архиве по результатам обработки TCE за 16 кварталов. Пока они имеют статус "Not disposition". Приятно, что среди них есть очень много кандидатов земного и суперземного радиуса в ЗО.

Также, вышла статья большого коллектива Planetary Candidates Observed by Kepler IV: Planet Sample From Q1-Q8 (22 Months), в которой переоценивается статус 1609 известных кандидатов (чтобы найти среди них ложные), и добавлено 472 новых кандидата, которые были найдены в данных за первые восемь кварталов (много переведено из TCE в кандидаты). Всего предоставлено обновлённых параметров для 2738 кандидатов. 40% из числа новых кандидатов имеет размер порядка 1 R_E и 40% новых кандидатов имеют поверхностную температуру T_eq<300 K.

30 кандидатов перевели в подтверждённые (из статьи товарища Ji-Wei Xie):
KOI-156.01 (Kepler-114 c), KOI-156.03 (Kepler-114 d),
KOI-274.01 (Kepler-128 b), KOI-274.02 (Kepler-128 c),
KOI-285.01 (Kepler-92 b), KOI-285.02 (Kepler-92 c),
KOI-370.02 (Kepler-145 b), KOI-370.01 (Kepler-145 c),
KOI-523.02 (Kepler-177 b), KOI-523.01 (Kepler-177 c),
KOI-834.01 (Kepler-238 e), KOI-834.05 (Kepler-238 f),
KOI-1203.01 (Kepler-276 c), KOI-1203.03 (Kepler-276 d),
KOI-1215.01 (Kepler-277 b), KOI-1215.02 (Kepler-277 c),
KOI-1236.01 (Kepler-279 c), KOI-1236.03 (Kepler-279 d),
KOI-1278.01 (Kepler-282 d), KOI-1278.02 (Kepler-282 e),
KOI-1563.01 (Kepler-305 b), KOI-1563.02 (Kepler-305 c),
KOI-1576.01 (Kepler-307 b), KOI-1576.02 (Kepler-307 c),
KOI-1873.02 (Kepler-328 b), KOI-1873.01 (Kepler-328 c),
KOI-2025.01 (Kepler-350 c), KOI-2025.02 (Kepler-350 d),
KOI-2672.02 (Kepler-396 b), KOI-2672.01 (Kepler-396 c).