Продолжаю рассказывать о подтвержденных планетных системах Кеплера, анонсированных Калифорнийской группой в конце прошлого года (начало обзора тут, тут и тут). Сегодня речь пойдет о планетных системах Kepler-407 и Kepler-409, в каждой из которых находится по одной транзитной планете земного размера. Хочется написать «по одной планете земного типа», но, к сожалению, для этих планет были получены только верхние пределы на массу, а значит, их средняя плотность и химический состав пока остаются неизвестными.
   Обе звезды прошли стандартную процедуру валидации (т.е. предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). Это значит, что их спектры высокого разрешения лишены следов присутствия близких звездных компаньонов, которые могли бы имитировать транзитные сигналы, а съемка ближайших окрестностей с помощью системы адаптивной оптики исключила затменно-переменные двойные фона. В результате вероятность того, что любая из планет окажется ложным открытием, оценивается менее чем в 0.032%.
   Kepler-407 (KOI-1442, KIC 11600889)
    Kepler-407 – солнцеподобная звезда, чьи масса и радиус очень близки к аналогичным параметрам нашего дневного светила, а температура фотосферы на ~300 K ниже солнечной. Кривая блеска этой звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом всего 0.66931 земных суток (16 часов 4 минуты!) и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.07 ± 0.02 радиусов Земли. Отсутствие наблюдаемых колебаний лучевой скорости звезды с периодом, равным периоду транзитного сигнала, позволило получить верхний предел на массу этой планеты – 3.2 земных масс. Почти наверняка планета захвачена в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной, а ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
    Вместе с тем дрейф лучевой скорости Kepler-407 в ~300 м/сек за год говорит о явном наличии в этой системе массивной планеты-гиганта или коричневого карлика с минимальной массой 5-10 масс Юпитера и периодом 6-12 лет. Такая высокая погрешность в определении параметров второго тела вызвана тем, что за время наблюдений оно прошло только часть своей орбиты. Будущие измерения лучевой скорости звезды Kepler-407 помогут существенно уточнить его свойства.
   Kepler-409 (KOI-1925, KIC 9955598)
    Kepler-409 – еще одна солнцеподобная звезда, ее масса и радиус примерно на 10% меньше массы и радиуса Солнца. В этой системе также есть единственная транзитная планета радиусом 1.19 ± 0.03 радиусов Земли и периодом 68.9584 земных суток. Температурный режим планеты Kepler-409 b близок к температурному режиму Меркурия, хотя, скорее всего, она больше похожа на Венеру.
    Отсутствие значимых колебаний лучевой скорости звезды позволило получить верхний предел на массу Kepler-409 b – 22 массы Земли. Скорее всего, истинная масса планеты на порядок меньше, пишет сайт Планетные системы.

   Астрофизики из США и Австралии обнаружили, что количество энергии, которая вырабатывается веществом, падающим на черную дыру, может превышать так называемый теоретический предел Эддингтона. Исследование опубликовано в журнале Science, кратко о нем пишет New Scientist.
   Выводы авторов основаны на долговременных наблюдениях за черной дырой в галактике M38, также известной как Южная Вертушка. Эта спиральная галактика расположена в 15 миллионах лет от Земли. Масса черной дыры в 100 раз превышает массу Солнца, что не очень много для объектов подобного типа.
   Вещество, падающее на черные дыры, образует аккреционный диск, где приобретает большую скорость, разогревается и начинает излучать в очень широком диапазоне. Как показал Артур Эддингтон, интенсивность этого излучения не может превышать некого предела, за которым давление фотонов просто отбросит падающий на горизонт событий газ (и интенсивность излучения снова упадет).
    Однако не вся энергия, выбрасываемая черной дырой, уходит в форме излучения. Часть ее преобразуется в кинетическую энергию потоков вещества — джетов. Как показали наблюдения за Южной Катушкой, эта, кинетическая энергия, может превышать предел Эддингтона, чего до сих пор никогда не наблюдалось. При этом для энергии, уходящей в форме излучения, предел остается справедливым, пишет Лента.РУ.

   Продолжаю рассказывать о подтвержденных планетных системах Кеплера, анонсированных Калифорнийской группой в конце прошлого года (начало обзора тут и тут). Сегодня речь пойдет о двухпланетных системах Kepler-113, Kepler-131 и Kepler-406. В каждой из этих систем методом измерения лучевых скоростей удалось измерить массу внутренней планеты и получить верхний предел на массу внешней. При этом все внутренние планеты оказались очень плотными, что говорит об их преимущественно железокаменном (или даже преимущественно железном) составе.
    Kepler-113 (KOI-153, KIC 12252424)
    Kepler-113 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V. Его масса оценивается в 0.75 ± 0.06 солнечных масс, радиус составляет 0.69 ± 0.02 солнечных радиусов. Звезда отличается солидным возрастом (группа Кеплера оценила его в 6.9 млрд. лет).
Кривая блеска Kepler-113демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 4.754 и 8.925 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.82 ± 0.05 и 2.18 ± 0.06 радиусов Земли.
   К звезде была применена стандартная процедура валидации (предварительного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов). На 2.6-метровом Северном оптическом телескопе и 2.7-метровом телескопе МакДональда были получены спектры высокого разрешения Kepler-113, которые позволили уточнить ее свойства и исключить наличие близких звездных компаньонов. Также с помощью камеры ARIES были получены снимки ближайших окрестностей звезды Kepler-113. На расстоянии 5.14 угловых секунд от нее была обнаружена фоновая звезда на 8 звездных величин слабее, однако дальнейшее изучение этой звезды показало, что она не является затменно-переменной двойной и не имитирует транзитные сигналы планет у звезды Kepler-113.
    Наконец, спектрографом HIRES было сделано 25 замеров лучевой скорости Kepler-113. Это позволило измерить массу внутренней планеты Kepler-113 b – она оказалась равной 11.7 ± 4.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 10.73 ± 3.9 г/куб.см. Также был получен верхний предел на массу внешней планеты – 8.7 масс Земли. Это говорит о том, что в состав внешней планеты входит значительная доля летучих веществ (воды или водорода и гелия).
    Kepler-131 (KOI-283, KIC 5695396)
    Kepler-131 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, чья масса и радиус почти не отличаются от массы и радиуса Солнца.   Кривая блеска этой звезды демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 16.092 и 25.517 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.4 ± 0.2 и 0.84 ± 0.07 радиусов Земли. Стандартная процедура валидации показала отсутствие каких-либо признаков звездных компаньонов как в спектре, так и на снимках высокого разрешения, полученных на Паломарской обсерватории. Далее с помощью спектрографа HIRES на обсерватории им. Кека было получено 20 замеров лучевой скорости Kepler-131. Это позволило измерить массу внутренней планеты Kepler-131 b – она оказалась равной 16.13 ± 3.5 масс Земли, что приводит к средней плотности 6 ± 2 г/куб.см.   Таким образом, Kepler-131 b оказывается одной из самых массивных планет земного типа, известных на данный момент. Кроме того, был получен верхний предел на массу второй планеты – 20 масс Земли. Скорее всего, истинная масса внешней планеты Kepler-131 c гораздо ниже этого верхнего предела.
    Kepler-406 (KOI-321, KIC 8753657)
    Kepler-406 – еще одна солнцеподобная звезда, чья масса и радиус примерно на 7% больше массы и радиуса Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе нашего дневного светила.
Кривая блеска Kepler-406 показывает два транзитных сигнала с периодами всего 2.426 и 4.623 земных суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.43 ± 0.03 и 0.85 ± 0.03 радиусов Земли (т.е. обе планеты очень горячие). Стандартная процедура валидации показала отсутствие как в спектре, так и на снимках высокого разрешения каких-либо признаков близких звездных компаньонов, способных имитировать транзитные сигналы. На обсерватории им. Кека с помощью спектрографа HIRES было сделано 10 замеров лучевой скорости этой звезды. Это позволило определить массу внутренней планеты Kepler-406 b – она оказалась равной 6.35 ± 1.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 11.8 ± 2.7 г/куб.см. Также был получен верхний предел на массу второй планеты Kepler-406 c – 6 масс Земли. Высокая средняя плотность внутренней планеты, возможно, говорит о преобладании в ее составе железа и никеля, пишет Лента.РУ.

   Распределение горячих юпитеров по периодам имеет явно выраженный максимум вблизи 3-4 земных суток. Планет на еще более тесных орбитах (с большой полуосью меньше 0.02 а.е. и периодом ~ 1 суток) известно гораздо меньше. Причем это не эффект наблюдательной селекции, напротив – планету-гигант на тесной орбите легче всего обнаружить как транзитным методом, так и методом измерения лучевых скоростей. Дефицит планет на самых тесных орбитах (их примерно в сто раз меньше, чем «обычных» горячих юпитеров с периодами 3-4 суток) можно объяснить или невозможностью миграции так близко к звезде, или сравнительно быстрым приливным разрушением таких планет.
    К февралю 2014 года было известно 4 планеты, чей орбитальный период близок к 1 суткам: WASP-18 b, WASP-19 b, WASP-43 b и WASP-103 b. 25 февраля этот список пополнила новая планета, открытая в рамках наземного транзитного инфракрасного обзора WTS.
   Обзор WTS стартовал 5 августа 2007 года. Он основан на наблюдениях с помощью широкоугольной инфракрасной камеры WFCAM, установленной на 3.8-метровом инфракрасном телескопе Соединенного королевства (United Kingdom Infrared Telescope) на горе Мауна-Кеа, Гавайи. Наблюдения ведутся в инфракрасной полосе J (на волне 1.25 мкм). Инфракрасный диапазон был выбран для лучшей чувствительности к звездам спектральных классов K и M, кроме того, в этом диапазоне меньше фотометрический шум от солнечных пятен.
   25 февраля 2014 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в рамках этого обзора.
   Звезда WTS-2 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V – удалена от нас примерно на 1 кпк. Ее масса оценивается в 0.82 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.75 ± 0.03 солнечных радиусов, возраст превышает 600 млн. лет. Звезда достаточно тусклая (15.9 в видимом свете и 13.96 в полосе J), отсюда значительные погрешности в определении параметров как самой звезды, так и ее планеты.
    На расстоянии 0.567 ± 0.005 угловых секунд от WTS-2 расположен звездный компаньон спектрального класса M1 V. Вероятность его случайного попадания в окрестности целевой звезды оцениваются в 0.26%, так что, скорее всего, обе звезды физически связаны. При удаленности в ~1000 пк угловому расстоянию 0.567 секунд соответствует линейное расстояние 567 а.е. (в проекции на небесную сферу) и орбитальный период ~12500 лет.
   Масса планеты WTS-2 b оценивается в 1.12 ± 0.16 масс Юпитера, радиус – в 1.36 ± 0.06 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.54 ± 0.11 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0185 ± 0.0006 а.е. (~5.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.01871 земных суток. Эффективная температура WTS-2 b достигает 2000К.
    Расстояние между планетой и звездой всего на 44 ± 12% превышает предел Роша – т.е. расстояние, на котором планета была бы разорвана приливными силами. Планета постепенно, по спирали приближается к звезде и примерно через 40 млн. лет разрушится, пишет сайт Планетные системы.

   Что такое голубые бродяги и почему они волнуют астрономов? Как наличие крупномасштабной структуры Вселенной влияет на жизнь в галактиках? Что же все-таки представляют из себя быстрые радиовсплески? Наконец, как просто и понятно оценить влияние темной энергии на формирование Вселенной? Это и многое другое — в свежем астрообзоре «Ленты.ру».

   Плазма, падающая на поверхность Солнца после корональных выбросов, ведет себя подобно веществу сверхновых, находящемуся в сильном магнитном поле. Об этом говорится в работе астрофизиков из Японии, Венгрии, Франции, Великобритании и Германии, которая опубликована в журнале The Astrophysical Journal. Кратко о ней можно прочитать на сайте Университетского Колледжа в Лондоне.
   Предметом исследования физиков стал крупнейший известный корональный выброс, который произошел 7 июня 2011 года. Он был зафиксирован при разных длинах волн с помощью Обсерватории солнечной динамики (SDO) NASA. Дополнительные данные были получены с помощью солнечных спутников STEREO.
   На снятом SDO видео можно заметить, что материал звезды начал падать на ее поверхность в виде капель или ветвящихся «пальцев». Это является следствием так называемой неустойчивости Рэлея — Тейлора. Подобная неустойчивость характерна для поведения, например, более плотной жидкости, находящейся на жидкости с меньшей плотностью. Кроме того, такое же поведение астрофизики наблюдали в случае Крабовидной туманности, в которой также можно различить многочисленные ветвящиеся «пальцы».
   При этом, поведение вещества Крабовидной туманности существенно отличается тем, что ее вещество двигается в условиях сильного магнитного поля. Это делает «пальцы» существенно толще, чем они были бы без него. По словам авторов, проведенное ими моделирование говорит о том, что это отличие характерно и для солнечной плазмы.
   Корональные выбросы существенно отличаются от солнечных вспышек тем, что в них происходит ускорение большого количества вещества, в то время как в ходе солнечных вспышек энергия выделяется в основном в виде возмущения магнитного поля, пишет Лента.РУ.