Открытия и исследования экзопланет

[vika vorobyeva]

Goodricke, это майская новость, она была на предыдущей странице:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,8397.msg5605984.html#msg5605984

[покупатель]

Goodricke, это майская новость, она была на предыдущей странице:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,8397.msg5605984.html#msg5605984

Он в отпуске был...

[Dayan]

Интересная статья вышла сегодня в Архиве: Moon-packing around an Earth-mass Planet.

Её авторы рассчитали сколько лун с разной массой может стабильно обращаться вокруг Земли или планеты с массой Земли, вращающейся вокруг звезды, подобной Солнцу. Они выполнили серию моделирований N тел близко расположенных лун равной массы: лун с массой Цереры (0.00015 M⊕), лун с массой Плутона (0.0022 M⊕) и лун с массой Луны (0.0123 M⊕). Самая внутренняя луна имеет начальный радиус орбиты вблизи предела Роша. Система упакована до внешней луны, начальная орбита которой находится вблизи предела стабильности для лун в 0.4 радиуса сферы Хилла планеты. Минимальные орбитальные расстояния между лунами составляют 6, 4.5 и 3.5 взаимных радиусов Хилла лун с массой Цереры, Плутона и Луны соответственно. Начальные орбиты лун круговые. Стабильность лунных систем зависит от близости соседних пар лун к орбитальным резонансам.
Авторы определили, что Земля может иметь 7 ± 1 стабильных лун с массой Цереры, 4 ± 1 с массой Плутона и 3 ± 1 с массой Луны.
Также долгосрочная эволюция лунных систем будет определяться внешней миграцией лун из-за приливных взаимодействий с планетой. И поэтому количество лун с массой Луны, которые могут стабильно вращаться вокруг планеты с массой Земли, уменьшается на одну, тогда как системы менее массивных лун могут иметь более значительные потери за время жизни Солнца.

[Foma]

arXiv:2208.04867: Direct Discovery of the Inner Exoplanet in the HD206893 System



HD 206893, молодая (200 млн лет) звезда в 40 пк от нас, давно радует астрономов приятными открытиями. В 2000 г у нее обнаружился протопланетный диск с щелями, простирающийся с 30 до 180 а.е., а в 2017  - коронограф SPHERE на VLT смог найти коричневый карлик HD 206893 B в 10 а.е. от звезды. RV-наблюдения HARPS и астрометрия Gaia указывали на как минимум еще одну внутреннюю планету - и вот сейчас она обнаружена с помощью интерферометра GRAVITY на том же VLT.  По результатам обработки всех измерений оказалось, что HD 206893с находится на эллиптической орбите с полуосью 3.53 а.е., периодом 5.7 года, ее масса оценивается в 12.3±1.1 M_J. Соответствтвующее решение для HD 206893 B - a=9.7 а.е., P= 26 лет, M=27.4±2.2 M_J. Также были получены спектры обоих объектов в диапазоне 2-2.5 мкм, что позволило определить их температуру и радиус: 1180 К и 1.46 R_J для HD 206893с и 1430 К и 1.25 R_J для HD 206893 B. Внезапно оказалось, что несмотря на значительную разницу в массах объекты имеют близкую светимость - типичную для коричневого карлика, но аномально большую для суперюпитера. Авторы полагают, что HD 206893с черпает энергию из горения дейтерия, хотя и находится ниже стандартного предела в 13 M_J. Такое возможно в случае высокой металличности и эволюционные модели предсказывают снижение порога вплоть до ~10-11 M_J при увеличении доли гелия с обычных Y=0.25 до Y=0.33 и выше. Экзопланета HD 206893с видимо явлется первым примером такого рода гелиево-водородных карликов.

[vika vorobyeva]

Измерена масса транзитного мини-нептуна у красного карлика G 9-40:
https://arxiv.org/pdf/2208.07287.pdf

Планета была представлена в декабре 2019 года, ее обнаружил "Кеплер" в рамках расширенной миссии K2 (http://allplanets.ru/novosti_2019_2.htm#991). На момент открытия у планеты был известен только радиус 2.03 ± 0.11 радиусов Земли и орбитальный период 5.746 суток, температурный режим соответствует температурному режиму Меркурия (эффективная температура в предположении нулевого альбедо около 440 К).

Авторы получили 69 замеров лучевой скорости звезды на спектрографе CARMENES и оценили массу планеты в 4.00 ± 0.63 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.2 ± 0.6 г/куб.см. Радиус тоже уточнили, теперь он равен 1.90 ± 0.065 радиусов Земли. Планета явно обогащена летучими, но какими именно, пока не ясно. Если представлять планету в виде железокаменного ядра, окруженного водородно-гелиевой атмосферой, массовая доля атмосферы составит 0.16-0.55%. Если представлять ее в виде железокаменного ядра, окруженного водной мантией, доля воды составит 44-78%. Разумеется, возможны и все промежуточные варианты.
Метрика трансмиссионного спектра у  G 9-40 b не очень большая, но за несколько транзитов можно получить хороший трансмиссионный спектр на JWST.

[Goodricke]

Новый конкурс: придумай имя для экзопланеты

Международный астрономический союз объявил о старте конкурса NameExoWorlds 2022. Его участники получат возможность придумать названия для двадцати звезд и экзопланет, которые будет изучать новейший космический телескоп «Джеймс Уэбб»!

Большинство обнаруженных астрономам экзопланет или внесолнечных планет имеют лишь цифро-буквенные обозначения, поэтому участники конкурса NameExoWorlds 2022 должны будут сформировать команды, заполнить форму на сайте Международного астрономического союза и отправить свой вариант имени для звезды и экзопланеты, в видеоформате и письменно, с обоснованием выбора. Название должно отображать многообразие народов и культур нашей планеты и проложить мостик к мирам, расположенным у других звезд.

https://naked-science.ru/community/489975
https://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau2209/

[an 2]

Первый результат исследования экзопланет полученный космическим телескопом "Джеймс Уэбб"
https://arxiv.org/abs/2208.11692
Идентификация углекислого газа в атмосфере экзопланеты WASP-39b.

http://www.allplanets.ru/star.php?star=WASP-39


У газовых экзопланет CO2 является индикатором обогащения металлами (то есть элементами тяжелее гелия) и, таким образом, свидетельствует о процессах формирования первичных атмосфер горячих газовых гигантов.
Это также один из самых многообещающих видов для обнаружения во вторичных атмосферах экзопланет земной группы.
Предыдущие фотометрические измерения транзитных планет с помощью космического телескопа Спитцер дали намеки на присутствие СО2, но не дали окончательных результатов из-за отсутствия однозначной спектроскопической идентификации.

 Космический телескоп JWST проводил измерения  трансмиссионного спектра атмосферы газового гиганта WASP-39b  10 -15  и 22 - 29 июля в общей сложности в течение 17 час. 46 мин. в диапазоне от 3,0 до 5,5 мкм.
В статье приводятся результаты полученные 10 июля с использованием спектрографа ближнего инфракрасного диапазона NIRSpec между 15,24 и 23,37 UTC (Всемирное Координированное Время), всего за  8,23 часа наблюдений.

В результате было обнаружено поглощения CO2 на длине волны 4,3 мкм с достоверностью  26 сигм. 

Общий спектр хорошо согласуется с одномерными 10-кратными моделями металличности относительно солнечного содержания, которые предполагают радиационно-конвективно-термохимическое равновесие и согласуются с умеренной непрозрачностью облаков.
Из моделей следует, что   в атмосфере помимо CO2 должны быть вода, окись углерода и сероводород, но мало метана.
Более тонкие особенности  по всей полосе пропускания потенциально связаны с вкладом облаков, окиси углерода и сероводорода, хотя степень их   вклада пока  неизвестна  и нуждается в дальнейшем изучении.
Ранее в атмосфере WASP-39b уже были обнаружены  натрий, калий и  пары воды.
Кроме того, предварительно обнаружена некая  особенность поглощения около 4,0 мкм, которая не воспроизводится этими моделями.
Анализ полного набора данных  продолжается.

Итак положено начало исследованиям экзопланет телескопом "Джеймс Уэбб", можно надеяться, что оно принесет фундаментальные результаты.
ВО время тестовых  измерений  JWST подтвердил существование водяного пара в атмосфере  WASP-96 b,  но о наличии водяного пара  уже было известно ранее.

[an 2]

Получено  визуальное изображение  экзопланеты HIP 65426 b космическим телескопом JWST.

https://arxiv.org/abs/2208.14990

Это первое визуальное изображение экзопланеы полученное JWST.

Звезда HIP 65426(HD 116434),  спектрального класса A2V,  расположена на расстоянии 107,49 пк в созвездии Циркуль.  Зв. величина  - 6,98.

В 2017 году у неё был открыт субзвездный спутник, который исследовался JWST в рамках программы прямых наблюдений за экзопланетными системами.
Наблюдения проводились с использованием коронографа камеры ближнего инфракрасного диапазона (NIRCam) в диапазоне  2–5 микрометров   и камерой среднего инфракрасного диапазона (MIRI) в диапазоне 2–16 мкм.
Было зарегистрировано излучение спутника на угловом расстоянии от звезды 0.82" что соответствует линейному расстоянию от звезды 87(+108−31) а. е. ( ~  13 млрд. км)

Измеренная болометрическая поправка звездной величины  спутника строго ограничена между log(Lбол./L солн.)= от  -4,35 до  -4,21, что, в свою очередь, обеспечивает жесткое ограничение массы спутника  в пределах 7,1(± 1,1) M юпит., следовательно спутник планета,  еще не остывшая.
Еще одно из первых открытий телескопа JWST.

[Goodricke]

Астрономы впервые смогли построить 3D-модель необычной орбиты экзопланеты

Ученые впервые определили трехмерные параметры орбиты экзопланеты с помощью астрометрии.

Теперь астрономы пронаблюдали за двойной системой GJ 896AB, состоящую из двух красных карликов, удаленных от Земли примерно на 20 световых лет. Пара удалена друг от друга на расстояние как между Солнцем и Нептуном, ее компоненты обладают массой в 44 и 17 процентов от солнечной. Наблюдения велись с помощью радиотелескопа VLBA, его данные сопоставляли с архивом снимков телескопов оптического диапазона. Большая звезда этой пары слегка колеблется, что указывает на наличие у нее крупной планеты.

Астрономы выяснили, что это газовый гигант в 2,3 раза тяжелее Юпитера, делающий годовой оборот за 284 наших суток. Орбита GJ 896Ab чуть меньше, чем у Венеры, и благодаря VLBA ее удалось определить во всех трех измерениях. Оказалось, плоскость орбиты этой экзопланеты наклонена на 148 градусов относительно орбиты самой двойной системы: фактически она движется вокруг своей звезды в противоположном направлении относительно вращающейся дальше меньшей звезды.

https://www.gazeta.ru/science/news/2022/09/02/18473203.shtml
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac7c66

[an 2]

Пересмотр  фазовой кривой полученной телескопом Spitzer для   55 Cancri e: более жаркая дневная сторона, более холодная ночная сторона и меньшее смещение фазы.

https://arxiv.org/abs/2209.02090

 Измеренная  космическим телескопом Спитцера фазовая кривая для известной экзопланеты 55 Cancri e:
http://www.allplanets.ru/star.php?star=HD%2075732
ультракороткопериодической суперземли, демонстрирует большой фазовый сдвиг, предполагающий значительную рециркуляцию тепла на восток, что неожиданно для такой горячей планеты

Авторы статьи провели повторную обработку и анализ этих наблюдений с использованием программы  Spitzer Phase Curve Analysis (SPCA)
В частности, они стремились  воспроизвести опубликованный анализ, используя ту же методику, что и первоначальные авторы.
Вновь найденное значение дневной температуры получается 3771(+669−520) K, а ночной 1045(+302−243) K.
Ранее средняя температура освещенной стороны определялась равной 2350 ± 200К, а ночного полушария  равной 1380 ± 400К,
Изменилось и значение фазового сдвига максимальной температуры, теперь  повторный анализ показывает, что 55 Cancri e имеет незначительное смещение горячей точки -12( + 21-18) градусов к востоку.
Ранее оно определялось  в 41 ± 12град. к востоку.

 Небольшой фазовый сдвиг и холодная ночная сторона согласуются с плохим переносом тепла, ожидаемым на планетах с ультракоротким периодом.
 Высокая яркостная температура 4,5 микрометра на дневной стороне качественно согласуется с эмиссией SiO в  разреженной атмосфере  из паров горных пород.

[an 2]

Новое о системе HD 3167, системе у которой  планеты на взаимно перпендикулярных орбитах.

http://www.allplanets.ru/star.php?star=HD%203167

https://arxiv.org/abs/2209.06937

Ранее было установлено, что система HD 3167 необычна,  она состоит из внутренней транзитной планеты HD 3167 b,обращающийся в плоскости звещдного экватора, внешней транзитной планеты HD 3167 c, обращающейся по полярной орбите и расположенной между ними нетранзитной планетой  HD 3167 d, тоже обращающейся по полярной орбите.

Путем объединения данных транзитной фотометрии по программе K2 телескопа "Кеплер" и данных телескопов  "Хеопс" и "Спитцер"  а также  данных радиальной скорости звезды, точность планетарных орбитальных периодов улучшена на порядок, а неопределенности плотности транзитных планет b и c уменьшены в 3 раза.

Модели внутренней структуры и атмосферы показывают, что HD 3167d, вероятно, каменистая суперземля, которая потеряла свою атмосферу в результате фотоиспарения, а HD 3167c, мини-Нептун, который сохранил существенную изначальную газовую оболочку.
Вновь определенная средняя плотность HD 3167b при массе 4,73 M земл. (5,50 - 6,64 гр/см. куб) не может быть объяснена чисто железным ядром и силикатной мантией, планета содержит значительную долю летучих, несмотря на ультракороткий  период и близость к звезде(T равнов. -1777(+ -  27)K.)  Это может быть вода, смешанная с океаном магмы и/или в паровая атмосфера, устойчивая к испарению, или это может быть нечто более экзотическое, состав  из пыли и металлов.

 HD3167c — это мини-Нептун, с массой 10,67 M земл, и средней плотностью (2,133 - 2,61 гр/см. куб.) T равн - 565,0 K, на котором находится значительное количество летучих, оболочка с массовой долей газа 0,2 M или более, если планета бедна водой.
Расположенная между ними нетранзитная планета d, с массой  Msini- 5,03± 0,5 M земл. с T равн - 859,5K,  вероятно, потеряла всю свою атмосферу из-за фотоиспарения.


Была обнаружена четвертая нетранзитная планета HD3167e  с параметрами: Msini - 9,73(+1,17 - 1,5)M земл.,  период обращения  ~  78 сут., T равн.  ~ 374,8(+7,1-7,3)K,  С большой вероятностью  она тоже на полярной орбите.
Всё это показывает, что HD3167 остается перспективной и интригующей  целью для последующих наблюдений и моделирования.

[Olweg]

Интересно, а как определили полярность орбиты нетранзитной планеты? Через TTV?

[an 2]

Интересно, а как определили полярность орбиты нетранзитной планеты? Через TTV?

Угол наклона орбиты планеты d определили  из анализа динамической устойчивости системы.  Орбиты планет c и d не могут быть наклонены друг к другу более чем на 2.3-21 град. иначе система будет неустойчива на протяжени времени её существования.
А орбита  новооткрытой планеты e предполагается тоже полярной, пока предполагается, в разных моделях получаются разные результаты эволюции её орбиты. 
так  её изначально большой наклон мог вызвать наклон орбит планет d и c.

[Olweg]

Ясно, спасибо.

[Dayan]

Японские астрономы открыли очень примечательную систему: A Trio of Giant Planets Orbiting Evolved Star HD 184010.

Вокруг HD 184010, начавшей превращаться в красного гиганта, методом лучевых скоростей обнаружено три планеты-гиганта. Звезда наблюдалась в период с апреля 2004 года по июнь 2021 года на спектрографе 1.88-метрового телескопа Астрофизической обсерватории Окаямы. Было получено 180 RV-измерений.


HD 184010 имеет спектральный класс K0III-IV (блеск V = 5.89^m), массу ~ 1.35 M⊙, радиус ~ 4.86 R⊙, Teff ≈ 4971 K, светимость составляет примерно 13.09 L⊙. Металличность примерно равна 0.68 солнечной. Возраст оценивается в 2.76 ^+2.24_–0.95 млрд лет.
Расстояние до системы составляет 61.37 ± 0.11 пк (или около 200 световых лет).

Орбиты планет системы HD 184010 круговые или близки к таковым.
Параметры планет:
b обращается по орбите с периодом 286.6 ^+2.4_−0.7 суток (большая полуось ≈ 0.940 а.е.). Её минимальная масса m·sin(i) составляет 0.31 ^+0.03_−0.04 M_J.
c обращается по орбите с периодом 484.3 ^+5.5_−3.5 суток (большая полуось ≈ 1.334 а.е.). Её минимальная масса m·sin(i) составляет 0.30 ^+0.03_−0.06 M_J.
d обращается по орбите с периодом 836.4 ^+8.4_−8.4 суток (большая полуось ≈ 1.920 а.е.). Её минимальная масса m·sin(i) составляет 0.45 ^+0.04_−0.06 M_J.

Таким образом, отношение периодов планет близко к соотношению P_d/P_c/P_b ~ 21:12:7, но они всё же не находятся в резонансах. Проведя анализ динамической устойчивости, авторы нашли, что планеты должны иметь почти круговые и компланарные орбиты, чтобы система оставалась устойчивой длительное время. Их реальные массы должны мало отличаться от минимальных.

[an 2]

Любопытная статья в Архиве.

Влияние молний на химию атмосферы у заблокированных  приливами каменистых экзопланетах.

https://arxiv.org/abs/2209.12502

В статье использовали  трехмерную совмещенную климато-химическую модель, унифицированную модель Метеобюро с структурой UK Chemistry and Aerosols, чтобы изучить появление молний и их химическое воздействие на атмосферы экзопланет, подобных Земле, заблокированных приливами.  В качестве начальной конфигурации атмосферы выбрана атмосфера из CO2 и H2O
В качестве  модельного объекта исследования была выбрана Проксима Кентавра b.

Исследовались химические циклы реакции  Чепмена (образование озона в реакциях O2 + hν;  O+ O2 = O3. и распада O3 + hν = O2 + O;  O3 + O = 2O2)  и каталитические циклы оксида водорода (HOx = H+OH+HO2) и оксида азота (NOx = NO+NO2).

вспышки молний рассматриваются как функция высоты верхней границы облаков и образующегося в результате оксида азота (NO) в результате термического разложения N2 и O2.
Обнаружено, что фотохимия, управляемая звездным излучением (177-850 нм), поддерживает глобальный озоновый слой между 20-50 км.
Изменения дневного озона определяются в основном УФ-облучением и каталитическим циклом HOx.
 Примерно  45% дневной поверхности планеты остается при пригодных для жизни температурах (Tsurf> 273,15 K).

На распределение облачности влияет зонально-асимметричный звездный нагрев планеты из-за предполагаемой приливно-отливной конфигурации в исследовании.
Интенсивный нагрев в подзвездной точке вызывает глубокую конвекцию и, следовательно, образование водяных и ледяных облаков, в результате чего образуется толстый облачный покров, покрывающий большую часть дневного полушария с центром в подзвездной точке. Глубокая конвекция происходит вокруг подзвездной точки и падает радиально.
Кроме того, глубокое конвективное перемешивание имеет тенденцию происходить более интенсивно к западу от подзвездной точки.
  Из-за уменьшения глубины конвекции в зависимости от радиального расстояния от подзвездной точки более низкие облака становятся более частыми.
 Облака и радиационно-активные газы, такие как озон, препятствуют проникновению УФ-излучения на поверхность, поэтому его уровни ниже, чем на Земле,  озоновый слой снижает уровень поверхностного УФ-излучения до 15% что составляет около 0,2% от уровня на поверхности Земли.
Температурные градиенты дневной и ночной сторон приводят к сильным ветрам, которые впоследствии переносят NOx на ночную сторону, где отсутствие фотохимии позволяет химическому составу NOx пополнять резервуары, такие как NO3, HNO3 и N2O5.

По аналогии с Землей, вспышки молний будут происходить в основном в регионах с интенсивной конвективной активностью и, следовательно, там, где образуются высокие облака, в этих областях их частота 0,11 - 0,57 на кв. км. в год ,  концентрированных в форме полумесяца к западу от подзвездной точки.
 Вспышки молнии создают насыщенную дневную атмосферу. с  NOx = NO  NO2,  из-за быстрого взаимопревращения между продуктами реакций  в присутствии звездного излучения. Индуцированные  молниями азотосодержащие продукты  NOx находятся ниже высоты 20 км и, таким образом, разделены  по вертикали от пика озонового слоя в 40 км.
Часть поверхности планеты потенциально пригодна для жизни с точки зрения температуры поверхности и поглощения вредного УФ-излучения излучение озоновым слоем.
Однако количество озона и, следовательно обитаемость поверхности планеты сильно зависит от количества УФ-потока, поэтому из модели следует   необходимость получения точных УФ-спектров звезд для лучшего понимания химии атмосфер экзопланет.
   

[an 2]

Новый раздутый юпитер у маломассивной древней звезды,  редкий случай  планетной системы, состоящей из массивной планеты, находящейся у относительно бедной металлом звезды.

https://arxiv.org/abs/2210.01027

Планета была обнаружена при наблюдении по начавшей работу в феврале 2016 г.программе NGTS (обзор транзита следующего поколения), для чего используются 12 телескопов с апертурой 200 мм в Европейской южной обсерватории в Паранале.
Впоследствии фотометрический сигнал был зарегистрирован космическим телескпом TESS в секторах  1 и 27 и в  Южно африканской астрономической обсерватории (SAAO).
Планетная природа сигнала была окончательно установлена при измерении радиальной скорости звезды спектрометром HARPS на 3,6-метровом телескопе ESO  в
Обсерватории Ла Силья в Чили.

Звезда   NGTS-21, класса K3V,  расположена  на расстоянии в  641 пк ( 2090 св. лет) в созвездии Микроскоп,  зв. величина  V - 15.62
Её   другие параметры.  Значение её  ее радиуса -  0,86±0,04 R солн., масса 0,72±0,04 солн.,  T эффект. - 4660±41, K, металличность [Fe/H] = - 0,26±0,07  солнечной., . Возраст оценивается  в 10,02+3,29−7,30 млрд. лет. и период вращения 17,88±0,08 сут., соответствующей такому возрасту. 


Планета NGTS-21b  обращается по орбите с периодом 1,543 сут., большой полуосью 0.0236 а. е. (3,5  млн. км). и нулевым эксцентриситетом.
Её радиус 1,33 ± 0,03  R юпит., масса 2,36 ± 0,21 M юпит., средняя плотность 1,25 ± 0,15 г/см.куб. равновесная температура оценивается в  1357 ± 15 K

При сравнении NGTS-21b с известными в настоящее время транзитными горячими юпитерами с близкими равновесными температурами обнаруживается, что он имеет один из самых больших измеренных радиусов, несмотря на большую массу.

 Примерно такое значение радиуса  предсказывается моделями в которых происходит раздувание газового гиганта под действием звездного излучения, с другой стороны средняя плотность этой планеты одна из самых больших у бедных металлами хозяйских звезд.  Это ограничивает верхнюю границу зависимости металличность-плотность планеты и согласуется с образованием таких планет путем аккреции газов на плотное ядро.
В области параметров  M юпит. -  vs [Fe/H]звезд.  NGTS-21b находится  в малонаселенной области, причем это единственный столь  плотный  массивный гигант, находящийся у малометалличного К-карлика, что делает НГТС-21 уникальной системой.

Открытие редких планетных систем, таких как NGTS-21, в значительной степени способствует более точному определению механизмов формирования и эволюции массивных планет, вращающихся вокруг звезд с малой массой.

[an 2]

Новое о планетной системе LTT 1445 , иерархической тройке карликов M с тремя  известными планетами, вращающимися вокруг главной звезды LTT 1445A.
http://www.allplanets.ru/star.php?star=LTT%201445A
недавно сообщалось об открытии у этой системы третьей  планеты
TESS - космический телескоп для поиска экзопланет 
В новой статье сообщается о результатах наземной оптической трансмиссионной  спектроскопии  экзопланеты LTT 1445Ab, второй по расстоянию от звезды.
https://arxiv.org/abs/2210.11809
Наблюдали  четыре транзита планеты  LTT 1445Ab (R=1,3 R земл, M=2,9 M земл ) с низким разрешением на телескопе  Magellan II/LDSS3C.

По результатам исключается безоблачная атмосфера с солнечным составом, при давлении от 10 до 1 бар.

Предстоящие наблюдения вторичного затмения LTT 1445Ab с помощью JWST позволят дополнительно исследовать случаи атмосферы с высокой средней молекулярной массой, туманной или облачной атмосферы или отсутствия атмосферы вообще в этом земном мире.

[vika vorobyeva]

Методом лучевых скоростей открыта суперземля у близкого красного карлика GJ 3049 (L 363-38):
https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2210/2210.12710.pdf

До системы – 10.232 ± 0.008 пк. Родительская звезда – сравнительно яркий (+11.51) красный карлик спектрального класса M4 V со светимостью 0.013 солнечных, зрелого возраста (8.1 ± 4.1 млрд. лет).
Авторы получили 31 замер лучевой скорости на ESPRESSO, кроме того, в архиве HARPS есть еще 8 замеров. Обнаружили колебание с периодом 8.781 ± 0.007 суток и полуамплитудой 4.12 ± 0.33 м/с, не сопровождающееся никакими маркерами звездной активности. В итоге проективная (минимальная, m sin i) масса планеты равна 4.67 ± 0.43 масс Земли. Орбита совместима с круговой, расстояние между планетой и звездой 0.048 ± 0.006 а.е., температурный режим (грубо) Меркурия.
Почти наверняка мини-нептун.

[an 2]

Три новых горячих юпитера открытих при наблюдении по программе  транзитного обзора следующего поколения (NGTS) и обновленные параметры для HATS-54b, ранее открытой системы.

https://arxiv.org/abs/2211.01044
Первоначально каждая планета была идентифицирована по измерению фотометрии  NGTS, позже  было открыто, что все четыре планеты наблюдались TESS между 19 октября 2018 года и 28 апреля 2021 г.  NGTS-23 в секторах 4, 5, 31 и 32; NGTS-24 в секторах 9, 10 и 36; NGTS-25 в секторе 27 и  HATS-54 в секторах  11 и 37.

Горячие юпитеры обладают следующими параметрами:
 NGTS-23b, период обращения 4,076 сут.,  масса 0,61 М юпит. и радиус 1,27 R юпит., обращается вокруг звезды F9V класса  T равн. 1327 K
NGTS-24b период обращения 3,468 сут.,  масса  0,52  М юпит. и радиус 1,21 R юпит., обращается вокруг звезды G2IV класса T равн. 1499 K
 NGTS-25b период обращения 2.823 сут.,  масса  0.64  М юпит. и радиус 1.02 R юпит., обращается вокруг звезды K0V класса T равн. 1101 K
HATS-54b  период обращения 2.5441 сут.,  масса  0.753  М юпит. и радиус 1.015 R юпит., обращается вокруг звезды G6V-G6IV класса T равн. 1429 K


 NGTS-24 и HATS-54 кажутся близкими к уходу  с главной последовательности (если они еще этого не сделали), и поэтому являются интересными целями, учитывая наблюдаемое отсутствие горячих юпитеров вокруг звезд субгигантов.
Все четыре горячих юпитера превышают минимальный порог освещенности, чтобы начал действовать механизм раздувания.
Но если  NGTS-23b вероятно  раздут, то радиус NGTS-24b больше, чем ожидалось по нераздутым  моделям, но его радиус меньше, чем радиус, предсказанный текущими байесовскими  моделями раздувания атмосфер,  а NGTS-25b занимает промежуточное положение между раздутым и нераздутым диаметром.
Физические процессы, вызывающие увеличение радиуса, остаются плохо изученными, и, создав однородную выборку горячих юпитеров,  можно попытаться определить дополнительные параметры влияющие на свойства атмосфер горячих юпитеров , таких как металличность и звездный возраст, что поможет улучшить понимание физических процессов, стоящих за раздуванием горячих юпитеров.