Kepler - космический телескоп для поиска планет

[Searcher16]

Северный Харсп точно определил массу и плотность Кеплер-10с. Эта планета стала самой массивной известной твердой планетой. Подробнее по ссылке.

http://za-neptunie.livejournal.com/15547.html

Почему-то эта высокая плотность не хочет укладываться в мою голову  . Единственное объяснение (но и оно - с натяжкой) состоит в том, что протопланетный диск Kepler-10 был иссушен очень близкой сверхновой ещё в крайней молодости системы.
Но, извините, 18 земных масс без какой-либо аккреции водорода - это явный перебор    Такого можно было бы ожидать у очень горячих планет (к примеру, у Kepler-217 b и c). Но Kepler-10 c не настолько близка к своей звезде, как ее соседка b! И ее транзиты не выглядят V-образными, что свидетельствует о полном заходе ее диска на диск звезды в момент транзита.

Думаю, что даже если результат статьи соответствует истине, то Kepler-10 c останется почти одиноким каменным островом в океане нормальных нептунов и газовых карликов.

P.S. vsf, большое вам спасибо за презентацию по TTV кандидатов Kepler'a с помощью Spitzer'a. Порадовал слайд о двух новых внешних юпитерах у Kepler-297 (внешний из которых чуть теплее Земли), а также о заполнении пробела в системе KOI-564 и ее подтверждении. Только на слайде 29 схема, приведенная для Kepler-297, этой системе не соответствует.

[Андрей Курилов]

Думаю, что даже если результат статьи соответствует истине, то Kepler-10 c останется почти одиноким каменным оазисом в пустыне нормальных нептунов и газовых карликов.

Известны плотные планеты массой 3-4-5 и более земных, почему не может быть 14? Теория предполагает возможность возникновения каменных планет массами в 100 и даже 1000 земных. Правда не у G-карликов, конечно.

[Searcher16]

Думаю, что даже если результат статьи соответствует истине, то Kepler-10 c останется почти одиноким каменным оазисом в пустыне нормальных нептунов и газовых карликов.

Известны плотные планеты массой 3-4-5 и более земных, почему не может быть 14? Теория предполагает возможность возникновения каменных планет массами в 100 и даже 1000 земных. Правда не у G-карликов, конечно.

По теориям, уже начиная с 5-7 масс земли твердые планеты становятся редкостью, уступая место океанидам, а затем и мини-нептунчикам.  Также данные указывают на то, что доля твердых планет падает по мере удаления от звезды, причем (для суперземель) по экспоненте. Океаниды земных масс проявляются уже начиная с "теплой" области (по Воробьевой): примером является Kepler-138 c (тепловой режим - средний между меркурианским и венерианским, масса близка к земной, радиус больше земного на 19%). 
Теоретики даже выводили максимальный радиус для реальных каменных планет у солнцеподобных звезд, и он не превышал 1.77 радиуса Земли. Каменные нептун-массовые планеты могут формироваться у гораздо более ярких звезд класса O и раннего-среднего B: в этих условиях только достаточно массивное ядро сможет собрать достаточно газа.

[Olweg]

Может будет что-нибудь интересное

Может быть это http://arxiv.org/abs/1405.7881v1 ?

Так ведь Dayan об этой же статье и написал.

или это http://arxiv.org/abs/1309.5381v4 | http://arxiv.org/abs/1309.5383v3 ?

Обновление прошлогоднего. В Бостоне ещё все спят.

[Olweg]

По теориям, уже начиная с 5-7 масс земли твердые планеты становятся редкостью, уступая место океанидам, а затем и мини-нептунчикам.

Мининептунам - понятно, ядро начинает сгребать водород с гелием, но почему океанидам? Из-за роста площади поверхности в квадрате при увеличении объёма в кубе?

Также данные указывают на то, что доля твердых планет падает по мере удаления от звезды, причем (для суперземель) по экспоненте. Океаниды земных масс проявляются уже начиная с "теплой" области (по Воробьевой): примером является Kepler-138 c (тепловой режим - средний между меркурианским и венерианским, масса близка к земной, радиус больше земного на 19%). 

По данным Exoplanets Archive и сайта Кеплера, радиус планеты - 1.61 земного. В любом случае, даже при радиусе 1.19 что мешает ей быть мининептуном? Недостаточная v₂?

[vsf]

P.S. vsf, большое вам спасибо за презентацию по TTV кандидатов Kepler'a с помощью Spitzer'a. Порадовал слайд о двух новых внешних юпитерах у Kepler-297 (внешний из которых чуть теплее Земли), а также о заполнении пробела в системе KOI-564 и ее подтверждении. Только на слайде 29 схема, приведенная для Kepler-297, этой системе не соответствует.

Почему не соответствует? И на 28 и на 29 слайде есть 5 планет на схеме.

Жаль только непонятно из графиков, новые наблюдения Спитцера, удовлетворяют наличию нетранзитных планет в системах или нет.

[Dayan]

Почему-то эта высокая плотность не хочет укладываться в мою голову  . Единственное объяснение (но и оно - с натяжкой) состоит в том, что протопланетный диск Kepler-10 был иссушен очень близкой сверхновой ещё в крайней молодости системы.
Но, извините, 18 земных масс без какой-либо аккреции водорода - это явный перебор

Думаю, что даже если результат статьи соответствует истине, то Kepler-10 c останется почти одиноким каменным островом в океане нормальных нептунов и газовых карликов.

Вы мой пост читали? Или хотя бы сегодняшнюю статью?

Масса Kepler-10c оценивается аж в 17.2+/-1.9 M_E, что при радиусе 2.35 R_E соответствует плотности 7.1 г/см³. По оценке авторов объём водной оболочки на ней может составлять от 5 до 20% от объёма планеты.
Возможно Kepler-10c по размеру и массе напоминает Kepler-131b (период 16 дней, 16.1 M_E, 2.4 R_E), однако у последней слишком велика погрешность в определении массы.

Такое ощущение, что нет. В составе воды водорода на Kepler-10c таки должно быть много. Где там иссушенные диски?
И второе: плотность 7.1 г/см³ - не рекордная среди известных суперземель. Например плотность Kepler-89b составляет 10.1 г/см³, а Kepler-406b - 11.8 г/см³. Но эти плотности объясняются не тем, что массивные планеты состоят из железа или золота, и в них нет ни капли летучих веществ, а тем фактом, что с увеличением массы планет их вещество сильнее сжимается (см. статью, или её перевод Викой Воробьёвой).

Теоретики даже выводили максимальный радиус для реальных каменных планет у солнцеподобных звезд, и он не превышал 1.77 радиуса Земли. Каменные нептун-массовые планеты могут формироваться у гораздо более ярких звезд класса O и раннего-среднего B: в этих условиях только достаточно массивное ядро сможет собрать достаточно газа.

А Вам всё уже известно в теории образования планет, чтобы утверждать такое?

Также данные указывают на то, что доля твердых планет падает по мере удаления от звезды, причем (для суперземель) по экспоненте. Океаниды земных масс проявляются уже начиная с "теплой" области (по Воробьевой): примером является Kepler-138 c (тепловой режим - средний между меркурианским и венерианским, масса близка к земной, радиус больше земного на 19%). 

По данным Exoplanets Archive и сайта Кеплера, радиус планеты - 1.61 земного. В любом случае, даже при радиусе 1.19 что мешает ей быть мининептуном? Недостаточная v₂?

Kepler-138 - это и есть KOI-314. Откуда взялись эти 19%? Мне тоже интересно, когда согласно последней статье планеты Kepler-138 c и d имеют диаметры 1.61 диаметра Земли - http://arxiv.org/abs/1401.1210v2.

[vsf]

Кстати исходя из слайдов, похоже Кеплер-22b единственная система, которая наблюдается на Северном Харспе с периодами больше 100 дней.

[Olweg]

СМИ начали реагировать на Kepler-10 c:
Kepler Space Telescope spies a ‘Mega-Earth’

[vsf]

Вообще подозреваю, что сильное влияние на среднюю плотность небольших планет оказывает участие или неучастие ее в кратных резонансах. Все до этого взвешенные методом тайминга небольшие планеты были в кратных резонансах (1 к 2 или 1 к 3 и т.д.), поэтому они хорошо взбалтывают друг друга гравитационными приливами. А Кеплер-10с или Kepler-131c наоборот лежат в системах, где нет серьезных гравитационных возмущений.

Поэтому и метод тайминга транзитов дает очень разреженные планеты в итоге, а метод лучевых скоростей наоборот плотные планеты.

В связи с этим можно предполагать, что таже Кеплер-22b будет иметь твердую поверхность, раз она не показывает значимые TTV-колебаний.

[Olweg]

Three regimes of extrasolar planets inferred from host star metallicities

Интересное исследование влияния металличности звёзд на размеры планет. То, что горячие юпитеры встречаются почти исключительно у звёзд с высоким M/H, известно давно, мелкие же планеты довольно равномерно распределены по звёздам с разным содержанием металлов. Авторы провели стат. исследование планет "Кеплера" и выяснили, что у звёзд с высоким M/H чаще встречаются планеты с R>1.7. Металличность звёзд, у которых радиусы планет меньше 1.7, в среднем равна -0.02, у звёзд с радиусами планет в диапазоне 1.7 - 3.9  металличность составляет 0.05, а у звёзд с планетами-гигантами (R>3.9) - 0.18.

[Olweg]

Вообще подозреваю, что сильное влияние на среднюю плотность небольших планет оказывает участие или неучастие ее в кратных резонансах. Все до этого взвешенные методом тайминга небольшие планеты были в кратных резонансах (1 к 2 или 1 к 3 и т.д.), поэтому они хорошо взбалтывают друг друга гравитационными приливами. А Кеплер-10с или Kepler-131c наоборот лежат в системах, где нет серьезных гравитационных возмущений.

Тут скорее можно было бы ждать обратного: из-за взаимной болтанки мининептунам легче потерять атмосферу.

[vsf]

Тут скорее можно было бы ждать обратного: из-за взаимной болтанки мининептунам легче потерять атмосферу.

Более близкие к звездам планеты, согласен, теряют свои атмосферы. А более холодные уже нет.

Ярким примером является таже Кеплер-36 (т.н. "король TTV-колебаний"). У внутренней средняя плотность 6.8 грамм на см3, у внешней 0.86 грамм на см3 при массах в 4.5 и 8 масс Земли.

Скорее всего дело именно в гравитационных приливах. Объяснение элементарное, неужели раньше теоретики такое не предполагали на основе удивительной геологической активности Ио, Европы, Энцелада и Тритона в Солнечной Системе?

[Olweg]

Думаю, Kepler-36 b потерял атмосферу именно из-за приливов. Вообще, система прямо как по заказу, очень наглядна для сравнительной планетологии.

[vsf]

Интересное исследование влияния металличности звёзд на размеры планет. То, что горячие юпитеры встречаются почти исключительно у звёзд с высоким M/H, известно давно, мелкие же планеты довольно равномерно распределены по звёздам с разным содержанием металлов. Авторы провели стат. исследование планет "Кеплера" и выяснили, что у звёзд с высоким M/H чаще встречаются планеты с R>1.7. Металличность звёзд, у которых радиусы планет меньше 1.7, в среднем равна -0.02, у звёзд с радиусами планет в диапазоне 1.7 - 3.9  металличность составляет 0.05, а у звёзд с планетами-гигантами (R>3.9) - 0.18.

Вот это кстати тоже важное свидетельство, что химический состав звезд никак не связан со средними плотностями небольших планет (преобладанием у них водорода или тяжелых элементов). Похоже все дело в наличие или отсутствие гравитационных приливов.

Кстати низкую плотность Глизе-1214b в принципе тоже приливами звезды можно объяснить. Это фактически единственная взвешенная методом лучевых скоростей транзитная суперземля у красных карликов.

[vsf]

Поэтому, если подумать плотность Кеплер-10c может быть далеко не уникальной. Просто до этого мы видели плотности значительно более экстремальных небольших планет (сильно разогретых звездами и гравитационными возмущениями), а теперь взвешена одна из первых небольших планет с периодом 40 дней, что меньше, чем у нашего Меркурия, но которая значительно более близка по условиям к земным.

В общем очень интересно, какая окажется масса у Кеплер-22b. Если мои предположения верны, то она также окажется близкой к земным плотностям.

[Olweg]

Так я за счёт чего, по-вашему, снижается плотность у резонансных планет? Дегазация? Но водород и гелий вряд ли будут основой вулканических газов, а углекислотные или паровые атмосферы слишком плотны, чтобы объяснить наблюдаемые радиусы.

[vsf]

Так я за счёт чего, по-вашему, снижается плотность у резонансных планет? Дегазация? Но водород и гелий вряд ли будут основой вулканических газов, а углекислотные или паровые атмосферы слишком плотны, чтобы объяснить наблюдаемые радиусы.

Глобальная вулканическая активность, значительно более, мощная чем на Ио. У таких суперземель почти вся планета расплавлена, в результате чего ее плотность понижается. Это может приводить к образованию более мощной непрозрачной атмосферы. В принципе эту теорию может подтверждать высотная дымка у Глизе 1214b. У этой планеты самые детальные спектры не смогли увидеть никаких молекулярных линий в спектре из-за высотной дымки.

[Olweg]

А такие планеты, как Kepler-11 f? Атмосфера у них должна быть глубиной в тысячи километров. Неужели возможна углекислотная, скажем, атмосфера такой мощности?

[vsf]

А такие планеты, как Kepler-11 f? Атмосфера у них должна быть глубиной в тысячи километров. Неужели возможна углекислотная, скажем, атмосфера такой мощности?

Во-первых, масса этой планеты определена с огромной погрешностью, и поэтому там вообще сложно сказать, какая ее реальная плотность.

Во-вторых, вся система Кеплер-11 взвешена методом тайминга, а это значит опять там происходят колоссальные гравитационные возмущения.

Тут хорошо бы спектры получить. Если спектр покажет наличие того же водорода, то еще можно предполагать мощную водородную атмосферу. А если опять непрозрачную высотную дымку, как у Глизе-1214b, то тут явное свидетельство мощного вулканизма.

Насколько я понимаю, пока еще не получено ни одного свидетельства наличия водорода в атмосферах суперземель. Подавляющее большинство спектров плоские, без видимых деталей.