Kepler - космический телескоп для поиска планет

[vsf]

В статье http://arxiv.org/abs/1405.5354 приводится значение радиуса Kepler-418b 1.2 ± 0.16 радиуса Юпитера, а не 0.94. И массы планет разные, и авторы статей разные. Так что нет, в презентации явно речь не про Kepler-418b, а скорее про Kepler-420b

0.94 там приводится, как старое значение от кеплеровцев. Вообще эта звезда вызвавшая переоценку радиуса, и может быть как раз тем звездным компаньоном, дающим RV-тренд. Но конечно посмотрим, что какая в итоге планета окажется. Может и правда Кеплер-420b.

[Dayan]

В статье http://arxiv.org/abs/1405.5354 приводится значение радиуса Kepler-418b 1.2 ± 0.16 радиуса Юпитера, а не 0.94. И массы планет разные, и авторы статей разные. Так что нет, в презентации явно речь не про Kepler-418b, а скорее про Kepler-420b

0.94 там приводится, как старое значение от кеплеровцев. Вообще эта звезда вызвавшая переоценку радиуса, и может быть как раз тем звездным компаньоном, дающим RV-тренд. Но конечно посмотрим, что какая в итоге планета окажется. Может и правда Кеплер-420b.

Да точно Kepler-420b. Ты на авторов после таблицы [References 17] посмотри в той ссылке http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2014/EPSC2014-198.pdf и в статье про KOI-1257 (Kepler-420)!

[Андрей Курилов]

Выделенные мной мягкие знаки в словах - лишние (когда же ты начнёшь писать грамотно?)

Раз уж затронули больную тему, извольте добавить, vsf, в ваш огород исключительно конструктивное предложение:
-тся/-ться - это вообще из расстрельного списка ошибок.

[vsf]

Может и правда Кеплер-420b.

Да точно Kepler-420b. Ты на авторов после таблицы [References 17] посмотри в той ссылке http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC2014/EPSC2014-198.pdf и в статье про KOI-1257 (Kepler-420)!

Посмотрел оригинальную публикацию
http://arxiv.org/pdf/1406.6172.pdf

Действительно на 11 странице тот же самый график стоит. Непонятно почему они её название не привели тогда. В общем ты полностью прав оказался

Но вообще, эти газовые гиганты (горячие и не очень) уже надоели, честное слово!

Тут думаю, пока время на их подтверждение на обсерваториях дают, значит  научный смысл в этом есть. А так и астероидов уже почти миллион открыли, и продолжают открывать. Идет планомерная работа по систематизации астрономических объектов.

[Dayan]

Но вообще, эти газовые гиганты (горячие и не очень) уже надоели, честное слово!

Тут думаю, пока время на их подтверждение на обсерваториях дают, значит  научный смысл в этом есть. А так и астероидов уже почти миллион открыли, и продолжают открывать. Идет планомерная работа по систематизации астрономических объектов.

Научный смысл есть, безусловно. Но я говорил не об этом.

[Erandir]

На Северном ХАРПСе получили 40 замеров лучевой скорости звезды Kepler-101 у которой известно 2 транзитные планеты. Внутренний нептун/субсатурн радиусом 5,77+0,85-0,79 земных оказался достаточно массивным – 51,1^+5,1_-4,7 масс земли (K=1.94±1.8 м/с). По оцененной средней плотности он похож на Corot-8b, по тепловому режиму – горячее. Для внешней (супер) земли радиусом 1,25^+0,19_-0,17 земных удалось получить только верхний предел на полуамплитуду лучевой скорости (<1.17 м/с) и, соответственно, массу – 3,78 земных. Что с позволяет исключить чисто железный состав с достоверностью 1σ.
Ниже Kepler-101b и c (красные квадраты) на фоне других транзитных планет, для которых масса известна с точностью лучше 30% (серые), а также планет Солнечной системы (зелёные):

[Erandir]

Небольшое дополнение по наблюдательной части. Неоднократно форумчане и я в их числе сетовали, что с Северного HARPSa пока маловато результатов. В настоящее время в его списке наблюдения поля Кеплера значится 179 звёзд, конечно удовольствие приходится растягивать, в смысле разбрасывать наблюдения по достаточно большим отрезкам времени.
В случае Kepler-101 первые 10 замеров были получены ещё между июнем и августом 2012 года. Получали по 2 замера лучевой скорости за ночь. В конце сентября того же года вышла из строя красная сторона матрицы спектрографа. Матрицу поменяли, но к наблюдениям этой звезды вернулись в конце мая 2013 года и до конца августа получили ещё 30 замеров, стараясь, как и год назад получать их парами за ночь.
К сожалению, в статье не говорится, какие пределы масс можно установить для возможных дополнительных планет в этой системе, исходя из имеющихся данных. Kepler-101 входит в 3 цикл наблюдений спектрографа, так что возможно такие оценки появятся в дальнейших публикациях, вместе с попыткой всё-таки поймать массу Kepler-101c.

[Dayan]

На Северном ХАРПСе получили 40 замеров лучевой скорости звезды Kepler-101 у которой известно 2 транзитные планеты. Внутренний нептун/субсатурн радиусом 5,77+0,85-0,79 земных оказался достаточно массивным – 51,1^+5,1_-4,7 масс земли (K=1.94±1.8 м/с).

Только, 19.4 м/с.

По оцененной средней плотности он похож на Corot-8b, по тепловому режиму – горячее. Для внешней (супер) земли радиусом 1,25^+0,19_-0,17 земных удалось получить только верхний предел на полуамплитуду лучевой скорости (<1.17 м/с) и, соответственно, массу – 3,78 земных. Что с позволяет исключить чисто железный состав с достоверностью 1σ.

Хорошая система: меньшая планета является внешней по отношению к внутренней при таком различии в размерах (и, возможно, массах) - не очень частое явление среди многопланеток Кеплера.
По поводу массы Kepler-101c - по размеру она находится на условной границе между землями и суперземлями (по Кеплеровской классификации). Интересно было бы знать её массу. Однако не нравится, что для радиуса имеется такая большая погрешность (ну вообще, не такая уж большая, как бы на грани терпимости).

[Erandir]

Только, 19.4 м/с.

Ага По клавишам промазал.

Однако не нравится, что для радиуса имеется такая большая погрешность (ну вообще, не такая уж большая, как бы на грани терпимости).

Там погрешность радиуса звезды - 13%, ну и транзит 55ppm, SNR=11,3 - сложно ожидать чего-то лучшего.

[Erandir]

Интересно было бы знать её массу.

Конечно интересно! Планета явно не тяжелее 4 масс Земли по критерию динамической устойчивости системы, так что даже 2σ предел (<8,7 земных масс) сразу отбрасывается. Но если считать, что масса лежит в диапазоне 1,5-4 земных, то это K~0,5-1,25 м/с. При погрешности в среднем 8,4 м/с на замер (13,77 зв.вел. даёт о себе знать), выловить такой сигнал крайне сложно.

[Dayan]

Там погрешность радиуса звезды - 13%, ну и транзит 55ppm, SNR=11,3 - сложно ожидать чего-то лучшего.

Интересно было бы знать её массу.

Конечно интересно! Планета явно не тяжелее 4 масс Земли по критерию динамической устойчивости системы, так что даже 2σ предел (<8,7 земных масс) сразу отбрасывается. Но если считать, что масса лежит в диапазоне 1,5-4 земных, то это K~0,5-1,25 м/с. При погрешности в среднем 8,4 м/с на замер (13,77 зв.вел. даёт о себе знать), выловить такой сигнал крайне сложно.

Будем ждать дополнительных измерений.

[torque_xtr]

По следам третьей экзопланетной лекции просмотрел релизы Охоты за Экзолунами в данных Кеплера, и подумалось, что ищут не там и не то - у легких планет на близких орбитах, и не очень надежными методами TTV и TDV. Но если чувствительность Кеплера в десятки ppm применима к особенностям кривых транзитов гигантов на дальних орбитах, то транзиты спутников размером с Землю у гигантов вокруг G-звезд и даже с Марс у гигантов около более тусклых звезд должны быть видны напрямую, и к тому же, у таких гигантов больше вероятности и того, что спутник выживет, и того, что он окажется на широкой орбите, где его легче заметить прямым наблюдением транзита. Про прямые наблюдения транзита там говорилось, однако только не у таких планет...

Поправьте, если чего не учел, или о чем забыл? :-)

И еще одно, что следует уже сейчас:  во всем списке KOI, судя по всему, нет ни одного крупного иррегулярного спутника у нептунов и газовых гигантов, потому что спутник размером с суперземлю у нептуна или с Уран у юпитера был бы замечен еще на стадии отбора. Похоже, вероятность такого - меньше одной тысячной. Но с другой стороны, нептуны и гиганты тоже мигрируют, а значит, сталкиваются друг с другом (и скорее всего, не менее часто, чем скалистые планеты, http://www.cfa.harvard.edu/news/2008-01 среди экзопланет и Уран в нашей собственной системе тому пример) Это, в свою очередь означает, что столкновения нептунов и гигантов гораздо менее склонны приводить к образованию "двойных планет", чем у скалистых тел, примеров которых мы знаем чуть ли не два только в нашей собственной системе. Почему так? :-)

[Erandir]

Поправьте, если чего не учел, или о чем забыл? :-)

Год назад на форуме я прикидывал возможность обнаружения гигантских лун. Там получалось не радужно. Выборка маленькая, гигантские луны, похоже - редкость, а до ганимедов Кеплер не дотягивает.

Upd: Если повторим процедуру по отношению к текущему каталогу, то получим выборку 3 планеты и 59 кандидатов (R>7 радиусов Земли, T>200 суток, есть данные о SNR). Дела обстоят чуток лучше, но не валом. Если раньше наилучший предел получался у KOI-868.01 – 1,12 (snr=6) – 1,83 (snr=16), то сейчас для этого кандидата он выглядит как 1,04-1,69 при тех же порогах SNR, а у KOI-1463.01 даже 0,92-1,50 радиусов земли. Но это означает, что фактически мы можем ловить у долгопериодических гигантов только спутники размера суперземель. И то, для большинства кандидатов – если очень-очень повезёт.

Upd2: Полученные пределы отображены на диаграмме ниже:

[SpaceEngineer]

Это, в свою очередь означает, что столкновения нептунов и гигантов гораздо менее склонны приводить к образованию "двойных планет", чем у скалистых тел, примеров которых мы знаем чуть ли не два только в нашей собственной системе. Почему так?

Наверное из-за их "газовости" При столкновении гиганты просто сливаются в одну планету, либо одного из них разрывает и он превращается в аккреционный диск, который поглощается другим гигантом. В газовом диске есть трение, в отличие от пылевого/обломочного, поэтому газ быстро теряет энергию и падает на планету.

[torque_xtr]

Спасибо, увидел - действительно, статистика не слишком велика, хотя наверное, можно утверждать, что явных двойных планет и пар "нептун-суперземля", "гигант-нептун" и "гигант-меньший гигант" почти не бывает. Газ добавляет трения и дестабилизирует диски, но зато, возможно, увеличивает осуществимость другого механизма образования - при прохождении меньшего тела внутри полости Роша большего, с разрывом приливными силами и быстрой диссипацией кинетической энергии со скруглением диска именно за счет трения в газе (предполагаемое развитие:  большой гигант + меньший гигант -> еще чуть больший гигант + плотная планета, состоящая, в основном, из ядра меньшего гиганта, на орбите). Что было бы, если бы Нептун или даже Сатурн прошли бы на близком расстоянии от Юпитера, как SL9?
Еще вспоминаются коричневые карлики - там двойные системы очень часты вплоть до весовой категории тяжелых гигантов. Могут ли тяжелые планеты, образовавшиеся коллапсом нестабильности в газопылевом диске, тоже быть двойными?
И PS, вопрос знатокам небесной механики :-) Если вокруг звезды на широкой орбите вращается пара "юпитеров", не будет ли вращение пары вокруг центра масс наводить на звезду дополнительный RV-сигнал с периодом половины от периода пары, и если будет - то какого масштаба?

[Dayan]

Если вокруг звезды на широкой орбите вращается пара "юпитеров", не будет ли вращение пары вокруг центра масс наводить на звезду дополнительный RV-сигнал с периодом половины от периода пары, и если будет - то какого масштаба?

Нет, не будет. Центр масс двойной планеты (как единого тела) будет обращаться вокруг звезды и описывать обычный эллипс. А амплитуда колебания соответствовала бы такому значению, которое вызывается суммой масс компонентов двойной планеты.

[Searcher16]

Упоминается о 3 планетных кандидатах в горячие земли у SdB-звезд в поданной в A&A работе Silvotti et al. (2013).

Спасибо за находку Но учитывая фразу, что "в sdB-выборке Кеплера из 49 объектов только 2 показывают признаки остатков планетных ядер" (стр. 4), получается, что неопубликованная пока система - трёхпланетка. Раз на диаграмме 5 планет, 2 из которых в системе Kepler-70. Жалко только что погрешности определения масс там огромные в отличие от -70. Но всё равно хорошее дело!

Kepler-70 - синие точки внизу слева, новая система у голубого субкарлика - голубые точки рядом с ними.

Upd: Авторы называют все пять планет/кандидатов землеразмерными (стр. 2), а значит, для новых трёх будут и оценки радиуса, полученные способом, видимо, аналогичным для Kepler-70.

Теперь эта система опубликована: http://arxiv.org/abs/1409.6975. Обозначения Kepler-NNN у нее пока нет вообще

[Dayan]

Интрига с Kepler-72, -73 сохраняется.

[torque_xtr]

А все-таки не давал покоя вопрос о тесной паре. Пусть массы в паре равны m, разделение 2r, и орбита центра масс -  радиусом R вокруг звезды (допустим, что круговая) Тогда при расположении "в квадратуре" центральное тело будет притягивать пару именно с силой G*2mM/R^2. Но при расположении "на линии" одно тело пары будет на расстоянии R-r, а второе R+r, и тогда сила притяжения первого изменится в 1/(1 - 2r/R + (r/R)^2) раз, а второго в 1/(1 + 2r/R +  (r/R)^2) раз. Получается, что суммарное притяжение к центральному телу "на линии" больше на добавку величины 2(r/R)^2, чем в квадратуре. Есть ли в таких рассуждениях ошибка? :-)

PS если прикинуть величину эффекта так, то получается ненаблюдаемость на RV, кроме только самых крайних случаев. Если расстояние от солнцеподобной звезды до пары 1 AU, а в паре массой по 1 масс юпитера - 0,05 AU, будет дополнительный сигнал всего 0,08 м/с, т.е. для попадания в текущий диапазон обнаружимости подойдет только пара тяжелых гигантов вокруг легких звезд - уже явно не классические планетные случаи. А "планетные" - разве только на ESPRESSO...

[Андрей Курилов]

Нет, не будет. Центр масс двойной планеты (как единого тела) будет обращаться вокруг звезды и описывать обычный эллипс. А амплитуда колебания соответствовала бы такому значению, которое вызывается суммой масс компонентов двойной планеты.

Вообще-то это неверно и дополнительные колебания как раз таки будут.