Открытия и исследования экзопланет

[Alex Swet-Koretski]

Есть Писалось об этом в этой же теме (Открытия новых экзопланет) где-то раньше. Не помню вот только, где точно.  И насчет пределов для Альфа Центавра - тоже сообщалось

[Olweg]

Доплеровские сдвиги ищут. Можно даже скачать данные на oklo.org.

[Borislаv]

Меньше 100 ае - это еще не смертельно. Я бы отсеял только те, где меньше 10 ае.

По крайней мере в статье, где приводится список 850 звезд Калифорнийской выборки (отобранных в 2005 году Валенти и Фишер по критерию более 10 RV-замеров с базой не меньше 4 лет) видно что для aCrit<20 AU (т.е наблюдаемое разделение меньше 150 AU) планетная частота меньше в 5 раз!

aCrit                                    Nstar Nplanets Nplanets\Nstars
< 20 AU                                   89   2   0.022±0.018
20 - 50 AU                                18   2   0.111±0.105
50 - 100 AU                               22   2   0.091±0.083
100 - 250 AU                             23   2   0.087±0.079
> 250 AU                                  43   3   0.070±0.051
UD Singles sub-sample                 654   38 0.058±0.011
Entire UD binary sub-sample         195   11 0.056±0.021

Интересные оценки есть и в недавних статьях.

В статье 0705.3141v1 описан поиск на спектрографе SARG на Канарах. В выборке наблюдаемой с 2003 года, 50 пар (100 звезд) с разделением больше 2" (у большинства 50-600 AU, лишь у 12 пар <150 AU).
Не смотря, что 10 процентов выборки показывают долгопериодичный дрейф (видимо связанный с долгопериодичным звездными компаньенами), четких планетных амплитуд не обнаруженно. Хотя пределы не очень глубокие, рисунок ниже.

Также в статье упоминают, о том, что всего с планетами известна 5 пар с aCrit < 10 AU, 1 пара с aCrit =10 - 30 AU, 4 пары с aCrit =30 - 50 AU. Это позволяет предположить существование вторичного максимума в районе aCrit=3 - 5 AU, однако Калифорнийская выборка его не подтверждает, из-за недостаточной статистики. Также как и у SARG.

В другой статье 0705.3173v1 описан обзор Женевской группы 140 спектральных двойных SB1 с периодом больше 1.5 года начиная с 2001 года. У большиства двойных, маломассивные вторичные компаньены. После отбора для обзора осталось 101 SB1. Ожидалось найти 1-2 планеты массивней чем 0.5 MJup с периодом короче 40 дней. 22 (22%) звезды показывают колебания лучевой скорости, но четких планетных амплитуд пока не наблюдается.

[KBOB]

При 10 а.е. критическая большая полуось где-то 1 а.е., при 100 а.е. порядка 10 а.е.. Наверно учитывается еще поправка на неизвестный эксцентриситет. Что-то берут сомнения что даже аналог Юпитера мог образоватся в системе с разделением меньше 100 а.е. Да и у Альфы Центавры чуть меньше.

Кстати, есть ли какие-нибудь программы поиска планет у Альфы Центавра? Наверняка же есть уже ограничения сверху для возможных масс планет у этой звезды?

По английски читаете?
http://en.wikipedia.org/wiki/Alpha_Centauri#Possibility_of_planet_formation
Proxima Centauri, along with Alpha Centauri A and B, are among the "Tier 1" target stars for NASA's Space Interferometry Mission (SIM). SIM is designed to be able to detect planets as small as three Earth-masses within two Astronomical Units of a "Tier 1" target. Due to Proxima's small mass and distance, SIM would be able to detect even smaller planets around this star, should they exist.

[Critic]

Кстати, есть ли какие-нибудь программы поиска планет у Альфы Центавра? Наверняка же есть уже ограничения сверху для возможных масс планет у этой звезды?

Ищут. К примеру, здесь:
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A%26A...374..675E
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608510

[KBOB]

http://ru.wikipedia.org/wiki/%CE%95_%D0%AD%D1%80%D0%B8%D0%B4%D0%B0%D0%BD%D0%B0

Эпсилон Эридана — одна из самых близких солнцеподобных звёзд, поэтому было сделано много попыток обнаружить планеты, вращающиеся вокруг неё. Но высокая активность и переменчивость звезды затрудняет обнаружение планет методом радиальной скорости и некоторыми другими методами, так как маскирует изменения, вызванные движением планеты.

В 2000 команда Арти Хатзеса заявила об обнаружении юпитероподобной планеты Эпсилон Эридана b с массой 1,2 ± 0,33 массы Юпитера, вращающейся вокруг звезды на среднем расстоянии 3,3 а.е. по сильно вытянутой орбите. Однако другие наблюдатели, включая Джефри Мэрси считали, что для такого вывода требуется больше информации о поведении допплеровского шума звезды, создаваемого её сильным переменным магнитным полем, и существование планеты долгое время оставалось лишь предположением. Впрочем, такое предположение было сделано ещё в начале девяностых Брюсом Кэмпбелом и Гордоном Уокером, но их наблюдения не позволяли сделать твёрдых выводов об орбите и свойствах планеты.

Наблюдения, сделанные с помощью космического телескопа Хаббл, подтвердили наличие Эпсилон Эридана b. Её предполагаемая масса 1,55 ± 0,24 массы Юпитера, наклонение орбиты 30,1 ± 3.8°, эксцентриситет 0,702 ± 0,039, большая полуось по уточненным данным 3,39 ± 0,36 а.е., период обращения около 2500 земных дней. Плоскость орбиты планеты параллельна плоскости пылевого диска звезды. Ожидается, что она достигнет периастра в 2007 году, что создаст наилучшие условия для наблюдения с помощью космического телескопа.

Ну так что? 2007г уже наступил.

[Olweg]

В декабре 2007:
http://en.wikipedia.org/wiki/Epsilon_Eridani

[Olweg]

По крайней мере в статье, где приводится список 850 звезд Калифорнийской выборки (отобранных в 2005 году Валенти и Фишер по критерию более 10 RV-замеров с базой не меньше 4 лет) видно что для aCrit<20 AU (т.е наблюдаемое разделение меньше 150 AU) планетная частота меньше в 5 раз!

aCrit - это максимально допустимая полуось планеты? Получается, что у двойных звезд с aCrit > 20 ае планеты встречаются даже чаще, чем у одиночных.

[Borislаv]

Да, орбита при которой планета динамически устойчива. Авторы говорят, что в пределах ошибок значения совпадают.

[Borislаv]

Кстати в статье 0705.3173v1 также был приведен фотографический поиск на VLT звездных компаньенов у 57 звезд с известными планетами, 11 звезд уже обследованных ранее также участвуют в статистике. А для сравнения была также проверена выборка из 73 звезд, у которых планет не обнаружено.
В результате обнаружено 95 кандидатов у 33 целей. Повторные наблюдения подтвердили физическую связь 19 из них и 1 вероятно тоже связанный. Природа еще 34 пока неизвестна из-за однократного наблюдения, но вероятно это звезды фона. Обзор чувствителен к звездным компаньенам на дистанции порядка 35-230 AU или 0.8–6.5′′. Для типичной цели - карлика типа G0 глубины достаточно для звезды массивней M4–M5 дальше 0.2′′, и для всех М карликов дальше 0.65′′ от цели.
В итоге доля звездной двойственности для звезд с планетами получилась 8.8±3.5%, а для звезд сравнения 12.3±3.2%.
Далее авторы иследуют долю тесных и широких двойных. Граница между ними проходит в пределах 100-120 а.е., именно там согласно теоретическим моделям двойственость существенно тормозит планетообразование.
Для звезд с тесными двойными (меньше 120 а.е.) доля звездной двойствености у звезд с планетами 2.9±2.1%, а в выборке сравнения 9.6±3.5%. Для широких двойных (между 120 а.е. и 230 а.е.) соответсвенно 5.9±2.0% и 2.7±2.9%.
В итоге, авторы делают вывод, о том, что планеты в звездных двойных ближе 120 а.е. значительно реже (минимум в 1.6 раза). Они  также надеются дополнить анализ статистикой после завершения северного обзора на камере PUEO на гавайском CFHT . Речь идет об обзоре в общей сумме 170 звезд с планетами, т.е. вероятно всех с известными планетами для изучения корреляции между звездной двойственностью и наличием планет.

[Borislаv]

http://fr.arxiv.org/abs/0705.4290v1

На Северном телескопе Джемини с АО Альтаир проведен глубокий ИК поиск планет у близких звезд.
(The Gemini Deep Planet Survey – GDPS)
 Всего наблюдалось 85 молодых и близких звезд. У 54 звезд были обнаружены возможные кандидаты, однако последующие наблюдения для 48 показали, что это звезды фона.

Забавно, что обламывается уже второй крупный обзор нацеленный именно на фотографический поиск планет у ближайших молодых звезд.

В сумме это уже более 100 наблюдавшихся звезд, причем на широких орбитах у многих чувствительность достигала 1-2 масс Юпитера.

Вероятно, Немезиды (массивные планеты на широких орбитах) большая редкость. Хотя коричневые карлики встречаются на подобных дистанциях с частатой порядка 1-2%. Из упоминвашихся обзоров, кроме завершившихся недавно на SDI (VLT и MMT) и ADI (на Джемини) остался лишь обзор на камере Clio на ММТ, начавшийся прошлой весной. Кроме Clio, есть еще Субару и Кек, но их чувствительность значительно хуже, чем у трех перечисленных инструментов, так как они не оптимизированны под планеты.
Если Clio потерпит неудачу, то придется ждать 2010 года, когда вступит в строй следующее поколение камер:
- Gemini Planet Imager (GPI, Gemini Telescope)
- Spectro-Polarimetric Highcontrast Exoplanet Research instrument (SPHERE, VLT)
или даже 2015 года, когда заработает Planet Formation Imager (PFI) смонтированный на первом тридцатиметровом телескопе или космический телескоп Джеймс Вебб.

Поглядел на сайте ММТ как осуществляется проект Clio. Сюдя по всему уже заканчивается вторая эпоха наблюдений, т.е. проверка кандидатов на физическую связь, через год после первого наблюдения. Вероятно он завершится в ближайшее время.

http://cfa165.cfa.harvard.edu/sked/mmt.2006aprog.html
January - April 2006
2006A-UAO-S17 Heinze, Hinz, Meyer, MMTAO Team An M-Band Survey for Giant Planets Around Young Stars Within 25 pc
2006A-UAO-S30 Apai, Meyer, Hinz, Kenworthy, Miller, Heinze, Sivanandam Imaging Planets around the Closest Stars: Revealing the Different Origins of Planetary-Mass Companions

May - August 2006 (нет расшифровок)
2006B-SAO-20 Schuster CLIO 
2006B-UAO-E20 Kenworthy CLIO
2006B-UAO-S5 Hienze CLIO
2006B-UAO-S7 Apai CLIO 
2006B-UAO-S8 Sivanandam CLIO
2006B-UAO-S13 Cushing CLIO

September - December 2006
SAO-4 Mamajek, Hinz, Kenworthy, Heinze, Sivanandam, Meyer MMTAO/CLIO Survey for Super-Jupiters Around Nearby A-Type Stars
UAO-S14 Heinze, Hinz, Meyer, Sivanandam An L? and M Band AO Imaging Survey for Planets Orbiting the Nearest Young FGK Stars: Installment 3
UAO-S15 Apai, Meyer, Hinz, Kenworthy, Miller, Heinze, Sivanandam Imaging Planets around the Closest Stars: Revealing the Different Origins of Planetary-Mass Companions

January - April 2007
2007A-SAO-2 Mamajek, Hinz, Kenworthy, Heinze, Meyer MMTAO/CLIO Survey for Super-Jupiters Around Nearby A-Type Stars CLIO
2007A-UAO-S15 Heinze, Hinz, Meyer, Sivanandam An L' and M Band AO Imaging Survey for Planets Orbiting the Nearest Young FGK Stars: Installment 4 CLIO
2007A-UAO-S31 Apai, Meyer, Hinz, Kenworthy, Miller, Heinze, Sivanandam Imaging Planets around the Closest Stars: Revealing the Different Origins of Planetary-Mass Companions CLIO

May - August 2007
2007B-SAO-2 Mamajek, Hinz, Kenworthy, Heinze, Meyer MMTAO/CLIO Survey for Super-Jupiters Around Nearby A-Type Stars CLIO
2007B-SAO-10 Sozzetti, Latham, Torres, Teixeira, Hinz, Heinze, Sivanandam Search for Sub-Stellar Companions to Stars Hosting Planets and Brown Dwarfs CLIO

Более того, удалось найти несколько свежих статей про прогресс в проекте.

http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPFDarwinConf3/documents/slides/apai-tpf-A.pdf

Поиск разден на 3 части.
1 У молодых солнц. FGK(М) в пределах 25 пс, чувствительность до 10 масс Юпитера в пределах 8 - 50 AU.
2. У белых карликов. 24 BA звезды в пределах 25 пс.
3. 6 пс обзор. Авторы представляют, его как наиболее глубокий для ближайших звезд (в какой уже раз!)  в пределах 1” - 5”.

Чувствительность 5 масс Юпитера для 2 млрд. лет в 4 пс. Цель обзора все 92 звезды в радиусе 6 парсеков в диапозоне 2-30 а.е. Ясное дело, что большинство красные карлики. Южные звезды наблюдат европейцы на VLT/NACO.

И более, того удалось найти отчет европейцев о прогрессе в обзоре, датированный мартом 2007 года.
http://www.sc.eso.org/santiago/science/OPSWorkshop/Contributions/Oral/S2_Mamajek_talk.pdf
~50 северых молодых FGK звзед (~40 наблюдались, все кандидаты фон)
~20 северных красных карликов в радиусе 6 парсеков (~18 наблюдалось,  все проанализированны, ни одного нового компаньена )
~20 северных А карликов в радиусе 25 пс (8 наблюдались до декабря 2006 года, 3 проанализированы, пока компаньенов нет)

В статье также показывывается, что технология наблюдения на L-полосе применяемая на Clio, позволяется достичь на VLT большей чувствительности, чем SDI. (рисунок ниже)
В итоге выходит, что проверена большая часть звезд обзора на Clio. Похоже результата опять нет, хотя в каждом проекте авторы обещают найти несколько планет.

[Borislаv]

Вот еще один облом.
0706.0095v1

На этот раз от VLT\NACO по той же технологии, что и Clio.
Наблюдалось 22 молодых близких звезды в ассоциациях Tucana и Pictoris. Удалось обнаружить лишь звездный компаньен у 51 Eri.
Глубина обзора достигала нескольких масс Юпитера в 5 а.е. У AU Микроскопа даже удалось достичь 1 масс Юпитера в 5 а.е.
На основе этой сьемки авторы делают вывод, что частота планет массивней 2-3 MJ в разделение больше 30 а.е. вокруг G, K и M звезд меньше 5%. Если объединить, что с результатами Masciadri et al. (2005) который осмотрел 28 соседних звезд (6 из них перекрыты с текущим обзором) и  Brandner et al. (2000) осмотревшим 24 красных карлика, то частота коричневых карликов у низко-массивных звезд менее, чем 1%, а планет массивней 5 масс Юпитера менее чем 2%.

А в итоге (если объединить с промежуточными результатами Clio) получается, что проверенно порядка 200 звезд.

[Borislаv]

0706.1047
Еще одна работа в рамках Exoplanet Task Force.

D. Charbonneau и D. Deming указывают на уникальную возможность открыть и изучить обитаемые планеты в ближайшие несколько лет с помощью существующих или уже строящихся инструментов.
Есть четыре преимущества между красными карликами и обычными звездами:
1. Меньший контраст между звездой и обитаемой планетой.
2. Большинство исследований может быть выполнено средствами, которые работают или разрабатываются и строятся.
3. Затменная спектроскопия позволяет оценить изменение поверхности без большого температурного контраста.
4. С помощью техники измерения лучевой скорости, возможно, хорошо ограничить массу и радиус. А также физическую структуру и сделать выводы об атмосфере на основе наблюдаемых спектров.

Также М карлики являются наиболее распространными звездами. На 2007 год в радиусе 10 пс из 348 звезд 239 М-карлики и только 21 G-карлик. Это означает что 10 тыс. красных карликов находятся в радиусе 35 пс. Практически все из них обнаружены ИК обзором 2MASS. Большинство из них можно разделить на ранние и поздние красных карлики -  M4V (0.25 MSun, 0.25 RSun, 3200 K) и M8V (0.10 MSun, 0.1 RSun, 2400 K) типов. Эффективные земные орбиты у них будут 0.077 AU и 0.017 AU соответственно.
Существуют 5 факторов предпочтительности поиска обитаемых планет у красных карликов:

1. Геометрическая вероятность транзита выше - 1.5% у M4V и 2.7% у M8V против 0.47% у Земли с Солнце.
2. Более глубокое затмение от обитаемой планеты - 1.3 mmag у M4V и 8.4 mmag у M8V по сравнению 0.084 mmag у Солнца.
3. Частота транзитов больше, так как периоды обращения по орбите меньше - только 15 дней у M4V и 2.5 дней у M8V. Это благоприятствует измерению массы планеты, а также способствует более лучшему спектроскопическому исследования вторичного затмения  За год система Земля-Солнце в экваториальном транзите бывает во вторичном затмение около 13 часов против 44 часа у M4V и 84 часов у M8V.
4. Изменение лучевой скорости под воздействие планеты значительно больше - 1.4 m/s у M4V и 4.4 m/s у M8V против 0.18 m/s у системы Земли и Солнца.
5. Разница между яркостью планеты и звезды значительно меньше, чем для Земли и Солнца - 0.012% у M4V и 0.11% у M8V против 0.00044% для системы Солнца-Земли. Это облегчает транзитную спектроскопию.

Авторы предлагают три шага на пути открытия обитаемых планет у близких красных карликов.
I Фотометрические обзоры должны открыть скалистые транзитные планеты у М карликов.
II Массы открытых планет будут найдены с помощью наземных спектрографов методом лучевых скоростей.
III Получение спектров планет методом затменной спектроскопии.

I Поиск транзитных обитаемых планет у М карликов.
Авторы считают необходимым произвести поиск среди 10 тыс. ближайших красных карликов, для поиска планет с радиусом Земли в обитаемой зоне. Если транзитов не будет найден, то частота подобных планет меньше 2.8% (3 сигмы). Если же частота, например 5%, то математическое ожидание предсказывает 11 открытий. Потребуется съемка с помощью наземных телескопов. Например, 1.2 метровый телескоп Hopkins с камерой Keplercam (матрица 4k x 4k) на  z полосе в рамах проекта  Transit Light Curve (TLC) по наблюдению уже известных транзитных планет достиг точности 0.20 mmag (со временем 15-минутной экспозицией). Современные транзитные обзоры сталкиваются с проблемой ложных астрофизических кандидатов в планеты. Их число зачастую превышает на целый порядок число истинных планет среди кандидатов. Этому две причины: неизвестный параллакс, затрудняющий определений расстояния и параметров звезды и похожесть кривой транзиты между горячими юпитерами и красными (оранжевыми) звездами вокруг G(F) звездами.
В случае с красными карликами эти две проблемы устраняются. Из-за близости их параллакс гораздо проще найти. А симмитировать планетный транзит вокруг красного карлика может только белый карлик, что является очень простым случаем для спектроскопического отделения.
Charbonneau подготавливает сеть телескопов-роботов для обзора 2000 ярких северных красных карликов на z волне с чувствительностью достаточной для обнаружения транзитов планет с радиусом 2 радиуса Земли в обитаемой зоне. Это проект, названный MEarth будет состоять из 10 14-дюймовых телескопов смонтированных на одной монтировке и стоящего 600 тыс. долларов. Проект для поиска у 10 тыс. М карликов планет с радиусом Земли потребует несколько обсерваторий в разных полушариях с апертурой порядка 1 метра, и будет стоять порядка 5 млн. долларов.

II Определение массы планеты.
Наличие планеты порождает колебания лучевой скорости с амплитудой 1.4 m/s у M4V и 4.4 m/s у M8V. Звезды более ранних типов, чем M5V легко могут быть обследованы на уже существующих спектрографах (вроде HIRES или HARPS или строящегося New Earths Facility) на 600 нанометрах
Для более поздних типов М карликов, необходимы новые спектрографы работающие в ИК диапазоне. С 2006 разрабатывается спектрограф PRVS на телескопе Gemini. Установленный на 8-метровом телескопе за 30 минут он способен достичь подобной точности.
Для определения орбиты планеты (при нулевом эсцентриситете) требуется лишь 5 замеров лучевой скорости, с точностью в каждой точке, по крайней мере, в пределах полуамплитуды.

III Затменная спектроскопия.
Получение спектра обитаемой планеты у красного карлика может быть выполнено космическим криогенным ИК телескопом. Правда существует небольшая вероятность (из-за слабости излучения М карликов в этом диапазоне) обнаружения отраженного света на самых длинных видимых длинах волн. Ожидается, что JWST будет иметь такие же возможности в отношение обитаемых планет у красных карликов, какие сейчас имеет Спитцер в отношение горячих юпитеров. Более того, чувствительность Спитцера при наблюдениях транзитов уже сейчас достигает горячих Земель. В настоящее время идет анализ данных наблюдения системы  GJ 876 (цикл GO-3 Deming & Seager). Теоретически планета массой в 7.5 масс Земли находится в пределах обнаружения на волне 8 миллиметров.
Если Спитцер может только обнаружить транзит "горячей Земли", то JWST может получить спектр "теплой Земли" (290K). Авторы вычислили уровень отношения сигнала к шуму для спектрографа MIRI установленного на телескопе. За минимальное время экспозиции в 3 секунды шум превышает число фотонов от планеты. Однако, если увеличить число экспозиций до 200 часов (наблюдая звезду с планетой и без одинаковое число времени) на волне 10 миллиметров, то при разрешение R=100 S/N>10.
Фотометрия JWST теплых Земель достаточна для измерения температуры между дневной и ночной стороной. Если JWST найдет разницу небольшой, то это станет весомым аргументом наличие атмосферы и возможной обитаемости.

[Borislаv]

Дополнил выборку ААТ данными о хромосферной активности из проекта NSTARS (создание каталога близких звезд массивней красных карликов в радиусе 40 пс) до полной выборки из 1039 звезд.
Contributions to the Nearby Stars (NSTARS) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs.
ftp://pencaer.phys.appstate.edu/pub/nstars_pub/nstars1_table1.txt
Итого данных о хромосферной активности есть для 446 звезд из 1039.
Планетных систем среди этих звезд 54,  т.е. 54/446=12%

При составление распределения планетной частоты в зависимости от хромосферной активности двойные с разделение меньше 100 а.е. на этот раз не убирал. Для сравнение у Солнца log(Rnk)= -4.85.

-4.10<log(Rnk)<-4.39 1/6      =16%
-4.40<log(Rnk)<-4.69 5/68    =7%
-4.70<log(Rnk)<-4.99 19/226=8%
-5.00<log(Rnk)<-5.29 29/146=20%

На этот раз планетная частота у спокойных звезд немного ниже (возможно в границах погрешности), но все равно значительно выше, чем у активных и среднего значения. Если убрать двойные значения вырастут на несколько процентов.

В одной из статей, есть график показывающий, как распространенны близкие желтые карлики по активности.

[Olweg]

Минимум Маундера - это тот, который привел у нас к малому ледниковому периоду в 17 веке? То есть активность может меняться со временем.

[Borislаv]

Тот самый, поэтому активность Солнца может измерятся двумя значениями - с 11 летним циклом и с многовековыми изменениями.

[Olweg]

В выборке 1040 звезд доля планетных систем у высокометалличных звезд ([Fe/H]>0.30) составляет 31% (25 из 81). Для спокойных звезд получается 20/12*21=52%. Причем короткопериодичные гиганты (T<1 г) найдены у 17% (14 из 81), что с учетом активности дает 29%. Правда, короткопериодичные планеты обнаружить легче, но можно заключить, что как минимум у четверти звезд с избытком тяжелых элементов существуют короткопериодичные планеты-гиганты.

Для металличности ниже солнечной, например, эта доля составляет всего 2% (9 из 454) или 3.3% с учетом активности. Для 0<[Fe/H]<0.3 - 6% и 10% (30 из 504).

Доля долгопериодичных (холодных) гигантов тоже растет с металличностью, но не так быстро:

[Fe/H]<0            6.6% (все проценты дальше с учетом активности)   
0<[Fe/H]<0.3     9.6%
[Fe/H]>0.3         23%

Можно было бы разбить еще подробнее - на "тяжелые" юпитеры с m>3-4m_ю, эксцентрические и т.п., но тогда остается слишком мало данных для статистики. Если сравнивать только сверхметалличные звезды со всеми остальными, то для "холодных" юпитеров (T>1 г) распределение будет (для спокойных звезд) таким:
                     тяжелые(m>3.5)   прочие(m<3.5)
[Fe/H]<0.3           2.3%                    6%
[Fe/H]>0.3            8%                     14%

В общем, такое впечатление, что "холодные" и легкие гиганты хуже всех прочих реагируют на зависимость количество:металличность. У звезд с [Fe/H]>0.3 короткопериодичные гиганты встречаются в 4.2 раза чаще, чем у прочих (причем горячие юпитеры в T<10 д - в 7 раз чаще!), а долгопериодичные - только в 2.8, причем легкие с m<3.5m_ю - всего в 2.5 раза чаще. Это значит, что миграция в дисках с высоким содержанием тяжелых элементов протекает намного эффективнее, как и предсказывают теории!

[Borislаv]

Приведу тоже свой расчет.

Пересчитал планетную частоту для новой выборки спокойных (log(Rnk)<-5.00) высокометалличных звезд:
если [Fe/H]>=0.3,   то 10/23=44%
если [Fe/H]>=0.35, то  6/10=60%

Наблюдается небольшое превышение на 10-20% частоты без отбора хромесферной активности (30% у большой выборки при [Fe/H]>=0.3).

Помнится, во многих работах апроксимацией получали, что число звезд с газовыми гигантами с 5 а.е. до 20 а.е. вырастает от 5-8% до 12-20%. Если взять поправку на хромосферную активность, то апроксимацией частота вырастает примерно с 20-25% до 45-60%! А для высокометалличных звезд на все 100%! (при условии, конечно что миграция позволяет апроксимацию).

[Olweg]

Для сравнение у Солнца log(Rnk)= -4.85.

Похоже, у нее активность даже немного выше средней, хотя где-то приходилось читать, что Солнце - необычно спокойная звезда (активность чуть ли не в 3 раза ниже средней для ее типа и возраста), и жизни на Земле в этом плане очень повезло. Еще один аргумент против нашей уникальности.

[Borislаv]

Кстати график брал из статьи про влияние хромосферной активности на обитаемость
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0511180