Kepler - космический телескоп для поиска планет

[Dayan]

В 2016 году у очень молодой звезды K2-33 (имеющей возраст всего около 10 млн лет) был открыт транзитный нептун с радиусом около 5 R⊕, и обращающийся с периодом 5.425 суток.
Сообщение об открытии можно найти здесь: Kepler - космический телескоп для поиска планет.

Сегодня вышли сразу две статьи в Архиве, посвящённые дальнейшему исследованию этой планеты:
Hazy with a chance of star spots: constraining the atmosphere of the young planet, K2-33b, A Circumplanetary Dust Ring May Explain the Extreme Spectral Slope of the 10 Myr Young Exoplanet K2-33b.

В первой статье авторы получили трансмиссионный спектр планеты в диапазоне от оптического до ближнего инфракрасного излучения (0.6 – 4.5 мкм) по данным с К2, MEarth, Хаббла и Спитцера. Они обнаружили, что оптическая глубина транзита почти в 2 раза превышает глубину транзита в ближней инфракрасной области! Причём эта разница сохраняется для нескольких наборов данных, собранных за многие годы, что исключает проблемы анализа данных и систематических ошибок любой природы! Неоднородности поверхности молодой звезды могут отчасти воспроизвести разницу, но требуемые доли покрытия пятном (> 60%) исключаются наблюдаемым звёздным спектром (<20%).
Авторы этой статьи объясняют такую разницу присутствием чрезвычайно мощного фотохимического тумана из угарного газа (CO-толины), который по данным моделирования может существовать на столь молодой и не очень нагретой планете с подобным радиусом. Сама звезда может как иметь пятна, так и не иметь.

Однако, авторы другой статьи говорят о том, что даже наиболее подходящая модель едва ли объясняет данные. Они предлагают другое решение – пекулярный трансмиссионный спектр K2-33 b может указывать на то, что эта планета обладает околопланетным пылевым кольцом, аналогичном пылевому кольцу Юпитера. Они показывают, что кольцо может создавать крутой наклон в спектре пропускания, даже если его оптическая толщина составляет всего ~ 10⁻², причём сценарий с кольцами может хорошо объяснить наблюдаемый спектр при различных составах колец. Также отмечается, что пылевое кольцо демонстрирует заметные характеристики поглощения кольцевых частиц размером около 10 мкм, форма и численность которых зависят от состава кольца.

Ниже на картинках показаны:
1) Глубина и форма транзита планеты K2-33 b по данным наблюдений с К2, MEarth, Хаббла и Спитцера.
2) Трансмиссионный спектр K2-33 b, пересекающей диск сильно запятненной звезды с наилучшей модельной кривой (показана синим).
3) Трансмиссионный спектр K2-33 b с моделями дымки, состоящей из CO-толинов (зелёная кривая), из CO-сажи (розовая кривая), плюс две комбинированные модели запятненной звезды и планеты с дымкой из толина (фиолетовая) и сажи (оранжевая).
4) Схема планеты с кольцами разной прозрачности, которые оказывают разное влияние на трансмиссионный спектр планеты.

[Dayan]

В Nature Astronomy вчера вышла статья о новом исследовании системы Kepler-138:
Evidence for the volatile-rich composition of a 1.5-Earth-radius planet.

Пресс-релиз на сайте NASA: Two Exoplanets May Be Mostly Water, NASA's Hubble and Spitzer Find.
Коротко о результатах предыдущего исследования этой системы: Kepler - космический телескоп для поиска планет.

Kepler-138 – это ранний красный карлик, который по новым данным имеет массу ~ 0.535 M⊙, радиус ~ 0.535 R⊙, Teff ≈ 3841 K, и светимость ~ 0.056 солнечной. Металличность примерно равна 0.66 солнечной. Возраст оценивается в диапазоне 1–2.7 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 66.86 ± 0.11 пк (или около 218 световых лет).

Авторы новой статьи заново проанализировали вариации времени наступления транзитов (TTV) планет системы Kepler-138 с добавлением 13 транзитов планеты Kepler-138 d, полученных на Хаббле и Спитцере, что увеличило наблюдательную базу TTV вдвое (по сравнению с только кеплеровскими данными) – до более чем 7 лет. Кроме того, они дополнили этот набор 28 измерениями лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES (Кек). Всё это позволило уточнить параметры известных планет этой системы, а также с большой вероятностью обнаружить новую – четвёртую планету, которая не является транзитной.

То, что планета Kepler-138 d содержит много летучих веществ в своём составе, известно уже давно, однако новое исследование уменьшило оценку массы планеты Kepler-138 c более чем вдвое, что говорит о том, что она тоже содержит много лёгких веществ в своём составе.

Напомню, что три известные планеты системы, b, c и d, обращаются по орбитам с периодами 10.31, 13.78 и 23.09 суток соответственно (их эксцентриситеты равны ~ 0.020, 0.017 и 0.010 соответственно).
Обновлённые радиусы этих планет составляют 0.64 ± 0.02, 1.51 ± 0.04 и 1.51 ± 0.04 R⊕, что при массах, соответственно равных 0.07 ± 0.02, 2.3 ^+0.6_−0.5 и 2.1 ^+0.6_−0.7 M⊕, даёт среднюю плотность ~ 1.7, 3.6 и 3.6 г/см³. Инсоляция на планетах соответственно равна ~ 9.9, 6.8 и 3.4 земной.

Новая планета, Kepler-138 e, обращается с периодом около 38.230 суток (эксцентриситет ~ 0.112), и имеет массу 0.43 ^+0.21_−0.10 M⊕. Инсоляция на планете близка к инсоляции на Венере, составляет ~ 1.73 земной. Орбита этой планеты, вероятнее всего, мало наклонена к плоскости орбит остальных планет, импакт-параметр орбиты оценивается в ~ 1.8, что близко к транзитной конфигурации.

Авторы статьи делают вывод о том, что по крайней мере две планеты, а именно c и d, содержат много воды в своём составе: к примеру, гипотетическая водородная атмосфера планеты d, согласующаяся с наблюдениями, имела бы массу менее 0.003 M⊕, и была бы потеряна за время около 10 млн лет. Как рассчитали авторы, массовая доля воды для планеты c составляет 9 ⁺²₋₃ %, в случае землеподобного состава остальной части, а для планеты d – 11⁺³₋₄ % (51% по объёму). По-видимому, их атмосфера содержит много водяного пара, а более глубокий слой состоит из сверхкритического флюида.

На прикреплённой картинке показана схема системы Kepler-138 и её сравнение с внутренней частью Солнечной системы, планетами земной группы. Зелёная пунктирная линия обозначает положение внутреннего края консервативной зоны обитаемости, а тонкая пунктирная линия – границу оптимистической зоны обитаемости.

[Olweg]

Обновлённые радиусы этих планет составляют 0.64 ± 0.02, 1.51 ± 0.04 и 1.51 ± 0.04 R⊕, что при массах, соответственно равных 0.07 ± 0.02, 2.3 ^+0.6_−0.5 и 2.1 ^+0.6_−0.7 M⊕, даёт среднюю плотность ~ 1.7, 3.6 и 3.6 г/см³. Инсоляция на планетах соответственно равна ~ 9.9, 6.8 и 3.4 земной.

Странная конфигурация. Практически всегда в таких случаях внутренняя планета имеют бо́льшую плотность, чем внешние, что вполне логично. А здесь - практически чистый лёд с инсоляцией бо́льшей, чем у Меркурия. Что-то тут не то. TTV же, если не ошибаюсь, сильно чувствителен к эксцентриситету? Может, в этом дело?

[Dayan]

Странная конфигурация. Практически всегда в таких случаях внутренняя планета имеют бо́льшую плотность, чем внешние, что вполне логично. А здесь - практически чистый лёд с инсоляцией бо́льшей, чем у Меркурия. Что-то тут не то. TTV же, если не ошибаюсь, сильно чувствителен к эксцентриситету? Может, в этом дело?

Авторы в статье почему-то ни слова не говорят об этом. Возможно, вы правы. У планеты b, конечно, указан эксцентриситет, и погрешность вроде не такая уж большая (как и для оцениваемой массы). Может быть для этой планеты приведена некая условная масса. Её TTV прописан довольно хорошо, но сама она оказывает не такое существенное влияние на гораздо более массивные планеты c и d, и по сравнению с тем, какое они влияние оказывают друг на друга. Что 0.07, что, к примеру, 0.17 M⊕ – всё равно погрешности в положении транзитов двух массивных планет довольно велики по сравнению с TTV, которые внутренняя планета оказывает на внешние (а Kepler-138 – всё же слабоватая звезда для того же Кеплера, с блеском 13^m в V-фильтре). Поэтому, даже небольшие погрешности их TTV могут менять оценку её массы в разы после вычета влияния планет c и d друг на друга.
Что-то подобное было с планетами TRAPPIST-1 – их массы после нескольких переоценок сместились раза в два в большую сторону.
Но как мне кажется, низкую плотность внутренней планеты полностью исключать всё же нельзя. Она явно маленькая, и сила тяжести на ней невелика, поэтому даже относительно небольшая доля воды даёт большую глубину водного слоя.

[Olweg]

Да, возможно дело в отношении масс. Тем более что в эпоху TESS 13^m - это, конечно, очень мало. В общем-то, поэтому я к результатам «Кеплера» стараюсь подходить прежде всего с точки зрения статистики, для которой он и предназначался. Но вы правы - даже для таких хорошо изученных целей, как TRAPPIST-1, добиться совместимых результатов не всегда удаётся.

[Dayan]

Тут ещё хотелось бы сказать. Что касается инсоляции, то она лишь немного больше, чем у Меркурия (около 10 земных), но сильно меньше, чем у типичных горячих (мини)нептунов и юпитеров, где инсоляции составляют многие сотни и тысячи земных. И вода так быстро не разлагается/рассеивается из атмосферы, как водород.
Кстати, если большое количество изначальной воды на ней диссоциировало (а планета могла иметь её много, если смотреть на тенденцию химсостава у остальных планет системы), то кислорода может сохраниться довольно много из-за атомных линий охлаждения (см. недавнюю статью, о которой упоминали в теме планет красных карликов), т.е. может присутствовать мощная кислородная атмосфера, скажем в сотни – тысячи бар. Кислородная атмосфера в свою очередь может затормозить диссоциацию оставшейся воды из-за возникновения "холодных ловушек" в стратосфере, выше которой вода поднимается плохо.

[Olweg]

В общем, конечно, вариант с плотностью 1.7 исключать уж совсем нельзя. Но очень необычен на фоне других систем. Впрочем, со времён открытия 51 Пегаса b к необычности пора уже, наверное, привыкнуть.

[Dayan]

С удержанием атмосферы, пусть даже эффективно охлаждающейся в верхних слоях, кажется я всё же погорячился. Для такой маленькой планеты, 0.07 M⊕, и инсоляции 10 земных это как-то слишком. Для массы раза в два больше, чем у Марса, и инсоляции как у Венеры ещё можно было бы говорить про мощную кислородную атмосферу и удержание воды (сделал простенькие расчёты), но здесь моё первое предположение о соотношениях масс, думаю, правильнее. 

[Goodricke]

Астрономы впервые обнаружили планету, вращающуюся вокруг умирающей звезды

Теперь астрономам впервые удалось зафиксировать присутствие экзопланеты вокруг умирающей звезды: она получила название Kepler-1658b.

Как показало исследование, опубликованное в журнале The Astrophysical Journal Letters, орбита Kepler-1658b — спиральная: ее орбитальный период сокращается на 131 миллисекунду в год. Это немало, ведь планета делает полный оборот вокруг звезды за 3,8 земных дня. Учитывая состояние звезды Kepler-1658, которая уже перешла в стадию субгиганта (ее масса в полтора раза превышает солнечную), в скором — по астрономическим меркам — времени планета должна оказаться слишком близко к звезде и разрушиться под влиянием приливных сил.

Астрономы собираются установить постоянное наблюдение за системой Kepler-1658, чтобы отслеживать дальнейшие изменения планетарной орбиты и расширить наши знания о разрушении планет в конце жизненного цикла их звезд.

https://naked-science.ru/article/astronomy/dying-star-and-her-planet
https://www.gazeta.ru/science/news/2022/12/20/19314253.shtml?updated
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca47e
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aca47e/pdf

[an 2]

Землеподобная планета у относительно близкого красного карлика.

https://arxiv.org/abs/2302.00699

Красный карлик K2-415 (EPIC 211414619) сп. класса  M5V, расположен на расстоянии 22 пк., в созвездии Рак, зв. величина в диапазоне J - 10,74, её масса ≈ 0,16M солн., металличность [Fe=H] = -0,12= 0,76 солнечной, светимость 0,00351 солн.

Во время рабты телескопа Кеплер по программе K2, у звезды, обозначенной потом как  K2-415,  путем анализа данных кривой блеска у неё была идентифицирована планета, затем она была подтверждена  при изучении данных TESS и наземных измерений на телескопе Субару  с использованием инфракрасного допплер - спектрографа IRD, и на 3,5-метровом телескопе WIYN  обсерватории Китт-Пик.

Планета K2-415b обращается вокруг звезды с периодом 4,02 сут.,  по орбите с большой полуосью 0,0270( ± 0,00023) а.е. (4,02 млн. км)
радиус - 1,015 ± 0,051 R земл., масса планеты оценивается в  3,0(± 2,7) M земл. с верхним пределом < 7,5 M земл., инсоляция 4,82(+0,45/- 0,42) земн.,
равновесная температура  оценивается, в случае альбедо  Бонда = 0,3, в 377,2  ±  8,6 K.

Что можно сказать о природе этой планеты.
Из за большой неопределенности массы этой планеты невозможно более менее точно определить её положение на диаграмме масса - радиус, но сравивая её с другими подобными скалистыми планетами  с известными параметрами у звезд малой массы  можно допустить, что она подчиняется той же тенденции что и другие подобные планеты.
Её состав вероятно каменистый, в отличие от богатых водой планет, имеющих немного больший радиус 1,5 R земл.
И еще  подобные планеты у других красных карликов не совместимы с обладанием атмосферой из  H2 при T равн. = 400 K.