Открытия и исследования экзопланет

[Dayan]

А какая там ожидаемая температура? Для класса K6V вроде близковато к звезде, водяной пар горячий. И если есть твёрдая поверхность, океана скорее всего нет.

Да, GJ 9827 d – "тёплый" мининептун. Инсоляция на GJ 9827 d согласно статье в 35 раз превышает земную – это относительно умеренное значение, равновесная температура ~ 680 K. Массовая доля воды составляет около 20% (из этой статьи; по объёму это около 65–70% объёма планеты), так что в этих условиях о твёрдой поверхности речи не идёт: вода в сверхкритическом и более глубоких ионных слоях (в условиях давлений более 10 тысяч бар и температуры там более 3000 K) частично растворяет в себе силикаты и их концентрация растёт постепенно к центру планеты (например, эта статья).

[Скеп-тик]

Недавние исследования выявили большую  скорость потери массы (>0,5 M земл/год)  и возраст около 6 млрд. лет

Если это потери в массах Земли, то многовато будет.  Ещё 6 лет - и нет планеты! 

[Dayan]

Недавние исследования выявили большую  скорость потери массы (>0,5 M земл/год)  и возраст около 6 млрд. лет

Если это потери в массах Земли, то многовато будет.  Ещё 6 лет - и нет планеты! 

Опечатка. Это скорость потери водорода за 1 млрд лет.

[an 2]

Неточность.
В статье  05 масс Земли за миллиард лет.

[an 2]

https://arxiv.org/abs/2309.16054

Планеты, обогащенные гелием, вдоль верхнего края долины радиусов.

Низкая средняя плотность субнептунов предполагает, что они сформировались в течение нескольких миллионов лет и образовали первичные оболочки.
То, что соотношение состава водородно -гелиевых атмосфер нептунов и мининептунов в долине радиусов(разрыве Фултона) должно изменяться из за разной скорости диссипации достаточно тривиально и давно предполагалось.

В статье, моделируя тепловую и композиционную эволюцию субнептунов, претерпевающих выход из атмосферы с диффузионным разделением водорода и гелия,  показывается, что планеты с радиусами от 1,6 до 2,5 радиусов Земли могут стать обогащенными гелием в результате миллиардов лет фотоиспарения так , что  массовая доля гелия будет более 40%.

 Увеличение содержания гелия в атмосфере можно обнаружить по спектрам пропускания, что дает новый наблюдательный тест на то, создает ли именно утечка атмосферы долину радиусов.

[an 2]

Подтверждение, что короткопериодические планеты заперты приливным  механизмом.

https://arxiv.org/abs/2310.01725

Считается, что короткопериодические экзопланеты на круговых орбитах находятся в синхронном вращении.
В статье приводятся результаты анализа фазовой кривой LHS 3844b , полученной телескопом Спитцер, с использованием тепловой модели, определяется какое влияние на её вид оказывает несинхронное вращение планеты, эксцентриситет, спин-орбиталный резонанс подобный Меркурию , а также учитывается, что планета не испытывает сильный приливной нагрев, что видно из данных Спитцера.
Вид кривой исключает все эти возможности кроме приливного захвата периода  вращения.

Вид фазовой кривой согласуется также либо с небольшим приливным нагревом, но тогда  планета должна обращаться с эксцентриситетом, который должен вызываться наличием у неё спутника, что невероятно из за близости планеты к своей звезде.
Либо это следствие воздействия на её поверхность звездной радиации приводящей к  потемнению поверхности, что более вероятно.
Это еще одно подтверждение прямыми наблюдениями, что короткопериодические планеты вращаются в большинстве синхронно с орбитальным периодом.

[an 2]

Вероятность захвата в состояния с высоким наклоном экзопланет в зоне обитания M-карликов.

https://arxiv.org/abs/2310.02332

Как известно планеты в обитаемой зоне красных карликов скорее всего приливно захвачены в резонанс 1:1.
Но такой спин-орбмтальный резонанс  может иметь разный вид.
Если планета имеет ось вращения наклонную к плоскости орбиты то она вращалась бы субсинхронно, при этом сидерический день был бы длиннее, чем ее год.
Такое возможно если планета имеет значительный эксцентриситет орбиты, что  возможно если эксцентриситет сохраняется в течение длительного времени под внешним воздействием от других планет, вследствие  спин-орбитального  резонанса между планетными парами.
При этом планета может перейти в состоянии Кассини 2.
 Состояние Кассини 2 определяется как случай, когда ось вращения и нормаль к  оси орбиты находятся на противоположных сторонах нормали к плоскости Лапласа,(Например  Луна  находится в состоянии Кассини 2),  это приведет к сложной приземной инсоляции и атмосферной циркуляции.

В статье исследуется вероятность захвата  в состояние Кассини 2  выборки из 280 мультипланетных систем, вращающихся вокруг карликов M - класса.
Из частоты вращения и орбитальной прецессии следует вывод, что  75% обнаруженных планет, вращающихся вокруг M-карликов, могут приобрести высокий  наклон оси вращения  в течение длительных периодов времени.
 Это согласуется с выводом для G и K - карликов но только у M -карликов пространство параметров, необходимое для захвата в состояние Кассини 2, перекрывается с  обитаемой зоной.

  Этот эффект наиболее силен для звезд-хозяев с эффективной температурой Teff<3000 К, где более половины планет с Teq<400 К могут обладать ненулевым наклоном из-за пребывания в состоянии Кассини 2.
В частности для TRAPPIST-1  получены следующие результаты:
для TRAPPIST-1 b и h наклон оси вращения исключается, также это относится к TRAPPIST-1 f и g, TRAPPIST-1 d, и e, находящиеся в обитаемой зоне,  могут иметь наклон оси вращения (правда у d  скорее всего плотной атмосферы нет).

[an 2]

Новое о HD 209458b, трансмиссионная спектроскопия известной планеты HD 209458b (Осирис).

https://arxiv.org/abs/2310.03245

http://www.allplanets.ru/star.php?star=HD%20209458

Спектр был получен камерой NIRCam  JWST в диапазоне  2,3-5,1 мкм
Предыдущие исследования атмосферы HD 209458b дали противоречивые результаты относительно содержания H2O и присутствия углерод- и азотсодержащих видов, что имеет существенное влияние на выводы о металличности планеты (M/H) и соотношении углерода и азота а также  соотношении углерод -  кислород (C/O).
Обнаружены отчетливые линии H2O и CO2, которые свидетельствуют, при предположении о термохимическом  равновесии и  непрозрачности серых облаков, о том , что металличность равна 4 (+ 5/–2) солнечной.
Отношение C/O  оказалось равным 0,08 (+ 0,09/–0,05)
Низкое соотношение C/O предполагает, что эта планета подверглась значительному загрязнению в результате испарения планетезималей во время миграции внутрь
 системы.

Были получены верхние пределы содержания CH4, C2H2 и HCN.

[an 2]

Две новые планеты у красных карликов GJ 724 и GJ 3988.

https://arxiv.org/abs/2310.05599

Звезда GJ 724 сп. класса - M1.0 V , расположена в созвездии Щит, на расстоянии 16.99 пк  ( 55.38 св. лет)
 Teff ≈  3799 ± 81 K,  светимость составляет 0.05118 ± 0.00034   солнечной.
металличность [Fe/H ] - −0.02 ± 0.05, возраст оценивается вероятно, порядка 4 миллиардов лет.


Планета GJ 724b  обращается вокруг звезды с периодом  5.1 сут по орбите с эксцентриситетом 0.577(+0.055/−0.052), самый большой известный эксцентриситет у M - карликов , и большой  полуосью  0.047 а. е (7 млн. км)
Её масса  Msini = 10.75(+0.96/-0.8 M земл., инсоляция 23.32 земл., равновесная температура 611 K

Одно из объяснений существования близких планет  с такими  эксцентрическими  орбитами – это наличие в системе еще одного компаньона.
Но модели эволюции системы GJ 724 с внешним компаньоном не могут воспроизвести параметры системы при условии, что внешний компаньон находится за пределами обнаружения , а  радиальная скорость  в пределах обнаруживаемости  другого компаньона ,характерна для одиночной планеты.

Поэтому предполагается другой сценарий: в системе раньше был компаньон на внутренней орбите по отношению к GJ 724b, взаимодействие с которым  привело к нынешнему эксцентриситету  GJ 724b, и который был впоследствии  разорван приливными силами и поглощен звездой.
Этим система и интересна.


Звезда GJ 3988 , сп. класс M4.5 V, расположена в созвездии Геркулес, на расстоянии  пк 9.91 пк (32.3 св. лет)
 Teff ≈ 3273 ± 101 K,  светимость составляет примерно  0.004026 ± 0.000020 солнечной.
металличность [Fe/H ] = −0.12 ± 0.17, возраст оценивается вероятно, порядка 4 миллиардов лет.

Её планета  обращается по орбите с периодом 6.94 сут., и нулевым эксцентриситетом ,  большой полуосью 0,04 а. е. (5,96 млн км)
 Масса оценивается в   Msini = 3.69(+0.42/-0.41) m земл., инсоляция 2.45 земл., равновесная температура 348 K.

GJ 3988 b может быть каменистой суперземлей или мининептуном, это все, что можно предположить о её природе, поскольку средняя плотность неизвестна.

[an 2]

Новое о горячем гиганте HD 189733b.

https://arxiv.org/abs/2310.06681

http://www.allplanets.ru/star.php?star=HD%20189733

В статье приводятся результаты полученные при измерении широкополосного спектра передачи атмосферы HD 189733b  спектрометром  ESPRESSO  и использование улучшенной модели эффекта Росситера-Маклафлина.
Получены прямые свидетельства дифференциального вращения атмосферы  HD 189733b  зонами,  подобно Юпитеру и и Сатурну.
экваториальный период вращения  предварительно 11,45 ± 0,09 сут. и полярный период 14,9 ± 2 сут.

Определен истинный угол наклона оси вращения планеты в проекции на небесную сферу:
  ψ≈13,6(±6,9) град. и угол наклонения оси вращения звезды к плоскости орбиты планеты  λ = −1,00(+0,22/−0,23 ) град. Планета вращается почти в плоскости экватора звезды, что предполагает выравнивание орбиты относительно звезды.       Проекция оси вращения звезды к лучу зрения   i⋆ ≈71,87)(+6,91/−5,55) град.
В трансмиссионном спектре планеты наблюдается значительное уменьшение радиуса планеты с увеличением длины волны, ∆Rp/R⋆ = -0,0082±0,0013,
 что соответствует явлению увеличения наклона рэлеевского рассеяния, часто называемому суперрэлеевским, =   -31±5.

[vika vorobyeva]

Получены прямые свидетельства дифференциального вращения атмосферы  HD 189733b  зонами,  подобно Юпитеру и и Сатурну.
экваториальный период вращения  предварительно 11,45 ± 0,09 сут. и полярный период 14,9 ± 2 сут.

Мне показалось, что речь идет о дифференциальном вращении звезды, а не планеты.

Our analysis yields a rotation period Prot ≈ 11.45 ± 0.09 days. Assuming a spherical star, this can be translated converted in linear rotation velocity dividing the equatorial perimeter by
the rotation period. We estimate Veq = 3.38 ± 0.06 km s⁻¹. ...
This means that, at the poles, the star rotates with a velocity 2.58 ± 0.35 km s⁻¹ which corresponds to a rotational period of 14.9 ± 2.0 days.

Я думаю, планета приливно захвачена и вращается  с тем же периодом, с каким делает один оборот вокруг звезды, т.е. 2.2 суток.

[an 2]

экваториальный период вращения  предварительно 11,45 ± 0,09 сут. и полярный период 14,9 ± 2 сут.

Мне показалось, что речь идет о дифференциальном вращении звезды, а не планеты.

Я думаю, планета приливно захвачена и вращается  с тем же периодом, с каким делает один оборот вокруг звезды, т.е. 2.2 суток.

Да, действительно, дифференциальное вращение относится к звезде.

Но у планеты в верхних слоях атмосферы  с большой вероятностью  есть ветры,  и возможно суперротация подобно венерианской,  с периодом отличающемся от периода вращения планеты.

[an 2]

Две интересные статьи в Архиве:

Новые методы измерения лучевых скоростей двойных двойных систем и обнаружение  планеты, вращающейся вокруг TIC 172900988.

https://arxiv.org/abs/2310.07527

когда две звезды вращаются вокруг друг друга, они создают изменяющееся во времени смешение своих  спектральных линий. Это затрудняет точное измерение лучевых скоростей, в результате чего типичный разброс составляет 10–15 м/с. Этот дополнительный шум препятствует обнаружению большинства планет, вращающихся вокруг двойной системы.
Большинство наземных поисков  циркумбинарных планет( обращающуюся вокруг центра масс двойной системы) сосредоточено на обнаружении таких планет у затменных двойных звезд, когда траектории орбитального движения звезд лежат на одной линии, их плоскости орбит совпадают, в то время как большинство двойных звезд не затменные, и проекции их орбит на фронтальную плоскость образуют две линии.


В статье представлены два новых подхода чтобы разделить спектры  двух незатменных  звездных компонент  двойной  системы и получить точные  значения лучевых скоростей.
Применение этих новых методов к кандидату TIC 172900988 позволило обнаружить циркумбинарную планету  с орбитальным периодом 150 дней и эксцентриситетом < 0.21
с большой полуосью относительно центра масс 0,74 а.е (110,3 млн км) и массой 1.82- 2.08 M юпит.






Облака и ясность: новый взгляд на тенденции в атмосфере экзопланет размером с Нептун.
https://arxiv.org/abs/2310.07714

За последнее десятилетие точная трансмиссионная спектроскопия экзопланет выявила атмосферы десятков экзопланет.
Одним из главных открытий стало повсеместное распространение атмосферных аэрозолей, часто блокирующих спектроскопию химических соединений в атмосферах экзопланет.
Были выявлены предварительные тенденции, показывающие, что прозрачность планетных атмосфер может зависеть от равновесной температуры.
В статье представлен повторный анализ 15 спектров пропускания экзонептунов  в широком диапазоне температур (200–1000 К) с  Использованием  модели конденсации облаков и углеводородной дымки.
 Обнаружено, что прозрачность атмосфер популяции экзонептунов зависит от  очень низкой эффективности седиментации(осаждения ) облаков (fsed ~ 0,01) и высокой металличности (100 × солнечной).
Также более холодные экзонептуны (<500~K) в среднем будут иметь более чистую атмосферу, поэтому должны быть высокоприоритетными целями для JWST.

[an 2]

JWST обнаружил кварцевые облака в атмосфере горячего юпитера WASP-17b.

https://arxiv.org/abs/2310.08637

http://www.allplanets.ru/star.php?star=WASP-17

В статье излагаются результаты  наблюдения  одного  транзита горячего Юпитера WASP-17b с помощью камеры MIRI.
Рассматривались спектры смоделированные в диапазоне от 5 до 12 мкм и которые  сравнивались с наблюдаемыми. В этом диапазоне много колебательных и вращательных спектральных линий различных химических соединений.

Трансмиссионный спектр показывает дополнительную непрозрачность с центром в 8,6 мкм, а детальное атмосферное моделирование  идентифицируют эту особенность как облака SiO2(s) (кварц) с достоверностью 3,5–4,2σ.  такая интерпретация предпочтительнее  безоблачной атмосферы и обычным аэрозолям.

Спектр показывает, что облака SiO2 состоят из мелких частиц размером ~0,01 мкм, которые простираются на большие высоты в атмосфере.
В атмосфере также наблюдается низкое содержание  H2O, что согласуется с образованием высокотемпературных аэрозолей из видов, богатых кислородом. , в  дальнейшем наблюдения будут продолжены   для проведения глубокой разведки атмосфер экзопланет с помощью многоинструментальной спектроскопии (DREAMS).
 

[Goodricke]

Уже было сообщение https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,23782.msg5910526.html#new

[Dayan]

Сегодня в архиве – статья о наблюдениях на "Хаббле" транзитного горячего нептуна LTT 9779 b:
https://arxiv.org/pdf/2306.13645.pdf

Напомню, что LTT 9779 b (http://allplanets.ru/star.php?star=LTT%209779) – редкий зверь из глубин пустыни горячих нептунов с эффективной температурой 1978 ± 19 К, а реальной – еще выше. Масса планеты 29.0 ± 0.8 масс Земли, радиус 4.7 ± 0.23 радиусов Земли, орбитальный период 19 часов, средняя плотность 1.54 ± 0.12 г/куб.см.
В 2020 году "Спитцер" наблюдал вторичные минимумы в этой системе в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм, а также фазовую кривую. Таким образом была измерена температура дневного полушария (2305 ± 141 К), также удалось показать, что между дневным и ночным полушариями LTT 9779 b сильный температурный контраст больше 1100 К (с достоверностью 2 сигма температура ночного полушария не превышает 1350 К).
И вот теперь на "Хаббле" померили не эмиссионный, а трансмиссионный спектр LTT 9779 b в диапазоне 0.8-1.6 мкм. Нашли водяной пар, углекислый газ и, более неуверенно (достоверность 2.1 сигма) – гидрид железа FeH. С одной стороны, измеренная металличность атмосферы очень низка, с другой – не обнаружена горячая гелиевая экзосфера (глубина транзита в линии гелия 10830 Ангстрем та же, что и в лучах с близкой длиной волны). Надо ли это понимать так, что атмосфера LTT 9779 b почти чисто водородная? Авторы говорят о необходимости наблюдать эту систему в линии Лайман-альфа для прояснения ситуации.

Сегодня – ещё одна статья об исследовании системы LTT 9779. На этот раз с помощью XMM-Newton.
Survival in the Neptune desert: LTT 9779 b kept its atmosphere thanks to an unusually X-ray faint host star

Известно, что LTT 9779, по-видимому, имеет аномально медленную скорость осевого вращения (период до 45 суток). Авторы измерили верхний предел рентгеновской светимости звезды, и он оказался в 15 раз ниже, чем ожидалось для текущего возраста этого жёлтого карлика (~ 2.0 млрд лет). Выживание горячего нептуна LTT 9779 b на ультракороткой орбите согласуется с необычно слабым XUV-излучением родительской звезды на протяжении всей истории системы. Рентгеновское излучение, возможно, просто не смогло испарить атмосферу планеты.
Авторы оценили массовую долю водорода и гелия на LTT 9779 b в 6.7 ± 2.9% (или 1.96 M⊕) в предположении, что нет значимого количества воды в составе. Современная скорость потерь водорода и гелия составляет "всего" 6–15 · 10⁷ кг/с (т.е. от 0.3 до 0.8 M⊕ за 1 млрд лет).
По предположению авторов, в молодости этот нептун мог быть раздутым до радиуса 6–7 R⊕, а доля водорода в составе была от 10 до 17%.

[vika vorobyeva]

Осенний планетопад – все вернулись из отпусков

Измерены наклонение орбиты и истинная масса эксцентричного холодного гиганта HD 175167 b:
https://arxiv.org/pdf/2310.14568.pdf
Планета была представлена в 2010 году. Ее орбитальный период тогда оценили в 1290 ± 22 суток, минимальную массу – в 7.8 ± 3.5 масс Юпитера. Позже появлялись работы, что это коричневый карлик. Авторы дополнительно измерили лучевые скорости родительской звезды и воспользовались данными "Гайи". Итог: наклонение орбиты 38.6 ± 1.7°, истинная масса 10.2 ± 0.4 масс Юпитера, орбитальный период 1275.8 ± 0.4 суток. Высокий эксцентриситет орбиты подтвердился, его уточнили до  0.529 ± 0.002.

Измерены массы планет у звезды HD 152843 (TOI-2319):
https://arxiv.org/pdf/2310.15068.pdf
Систему представили в 2021 году. TESS наблюдала ее на 25 секторе. На кривой блеска нашли 3 транзита, явно принадлежащих двум разным планетам, причем орбитальный период внешней планеты оставался неизвестным. Нужны были дальнейшие наблюдения, и они были проведены, о чем и статья. Звезда попала на 52 сектор TESS, ее лучевые скорости измеряли на HARPS-N.
Итак, параметры планеты b: масса 9.8 ± 1.7 масс Земли, радиус 3.05 ± 0.11 радиусов Земли, орбитальный период 11.62 суток, большая полуось орбиты 0.105 ± 0.003 а.е., т.е. планета горячий нептун.
Параметры планеты c: масса 9.7 ± 2 масс Земли, радиус 5.94 ± 0.18 радиусов Земли, орбитальный период 19.5 суток, большая полуось орбиты 0.148 ± 0.004 а.е. Раздутый нептун.
Эксцентриситеты обеих планет 0.05 и 0.07, но погрешности таковы, что орбиты могут быть и круговыми.
Планеты близки к редкому орбитальному резонансу 5:3. Авторы размышляют, что такой резонанс получается при взаимодействии обеих планет с третьей массивной планетой на широкой эксцентричной орбите. Никаких признаков наличия такой планеты в данных нет, но кто знает, что принесет будущее.

[an 2]

Уточнены параметры планетной системы LHS 1140.

https://arxiv.org/abs/2310.15490

 Планетная система наблюдалась с момента ее открытия в 2017 году с помощью нескольких технических средств, включая MEarth, Spitzer, HARPS, ESPRESSO, HST и TESS, что  позволило уменьшить неопределённости   физических параметров планет системы и центрального светила.

 Масса LHS 1140 b теперь имеет значение 5.60±0.19  M земл.,  и масса LHS 1140c 1.91±0.06 M земл., обе с точностью 3%.
 Совместный анализ транзитных данных, полученных со Spitzer, HST и TESS, позволяет уточнить радиус планет, для b 1.730±0.025 R земл (диаметр 22040 км) и для c 1.272±0.026 R земл (диаметр 16205 км)

Если раньше  предполагалось, что LHS 1140 b может быть  потенциально обитаемой суперземлёй в обитаемой зоне, то теперь её следует исключить из каменистых планет,  скорее это мининептун, хотя и уникальный, самый маленький из известных мининептунов  с оболочкой, обогащенной ∼0,1% водородом., со средней плотностью 5.9 ± 0.3 гр/см. куб,  с атмосферной  оболочкой ~0,1%, богатой H/He, или водным миром с массовой долей воды от 9 до 19% в зависимости от состава атмосферы и относительного содержание Fe и Mg.
Сделать однозначный вывод о её природе помогут наблюдения  с помощью JWST.

Внешняя планета остается совместимой с каменистым составом но возможно обедненном железом.

[Olweg]

Внешняя планета остается совместимой с каменистым составом но возможно обедненном железом.

Уточню: не внешняя, а внутренняя. У "b" период 25 суток, у "c" - 3.8.

[an 2]

Низкое содержание углекислоты в атмосферах  может свидетельствовать о существовании океанов и биосферы на экзопланетах земной группы с умеренным климатом.

https://arxiv.org/abs/2310.14987

 Обнаружение биосферы и океанов с континентами на землеподобных планетах методом регистрации O2 в атмосфере или светового отблеска от океанов очень сложно обнаружить современными техническими средствами.

Авторы предлагают проводить поиск свидетельств наличия океанов и  биосферы путем измерения содержания углекислоты в атмосфере каменистой планеты  и сравнения ей содержания с содержанием CO2 у других  планет той же системы. Предполагается что элементный состав у планет одной системы будет близкий, и может служить для калибровки, и жидкие океаны есть не у всех планет.
Углекислый газ должен растворяться в океанах и его содержание в атмосфере должно уменьшаться. Затем  углекислый газ попадет в кору планеты из за тектонической активности.

Авторы показывают, что WST уже может выполнять такой поиск в некоторых выбранных системах, таких как TRAPPIST-1,  на длине волны 4,3 мкм у CO2, который попадает в спектральную зону , где общий баланс шума и влияние облаков/дымки оптимальны. Для обнаружения CO2 и H2O достаточно наблюдения  десяти транзитов для TRAPPIST-1.
Кроме того присутствие океана на планете должно создавать водородную корону, которая может быть обнаружена в линии водорода Lyα.
Итого малое содержание углекислого газа в атмосфере, по сравнению с другими подобными планетами данной системы,  вкупе с наличием водородной короны наблюдаемой в линии Лайман-альфа может свидетельствовать о наличие океана у каменистой планете со средней плотностью каменистых планет, и наличии у  этой планеты тектонической активности.