Kepler - космический телескоп для поиска планет

[torque_xtr]

Похоже, легкие горячие планеты с летучими веществами - не исключение из правил, а что-то, встречающееся систематически (непонятно, почему до сих пор нет данных по лайман-альфа-транзитам в системе Kepler-11) Слова о границе неминуемой потери воды, находящейся где-то между Землей и Венерой, звучат уже совсем неубедительно (скорее непонятно, почему Венера, с ее остаточными несколькими см воды и огромным обогащением по дейтерию, настолько сильно все растеряла)

Но 1 г/см3 при 100 земных инсоляций и радиусе меньше земного - это как-то совсем дико. Скорее все-таки 3 г/см3 и интенсивная остаточная дегазация на ядре испарившегося мини-нептуна, что-то типа разложения гидроксилированных пород после снятия давления мантии. Кеплер его знает, какая там на самом деле химия гидратации на границе сверхкритической воды и силикатов, точно не как в земной мантии, но вхождение воды в силикаты при мини-нептуновых условиях должно быть немалым, а в первоначальный осадок от растворенных в мантии солей и пород - тем более...

[Dayan]

Похоже, легкие горячие планеты с летучими веществами - не исключение из правил, а что-то, встречающееся систематически (непонятно, почему до сих пор нет данных по лайман-альфа-транзитам в системе Kepler-11) Слова о границе неминуемой потери воды, находящейся где-то между Землей и Венерой, звучат уже совсем неубедительно (скорее непонятно, почему Венера, с ее остаточными несколькими см воды и огромным обогащением по дейтерию, настолько сильно все растеряла)

Но 1 г/см3 при 100 земных инсоляций и радиусе меньше земного - это как-то совсем дико. Скорее все-таки 3 г/см3 и интенсивная остаточная дегазация на ядре испарившегося мини-нептуна, что-то типа разложения гидроксилированных пород после снятия давления мантии. Кеплер его знает, какая там на самом деле химия гидратации на границе сверхкритической воды и силикатов, точно не как в земной мантии, но вхождение воды в силикаты при мини-нептуновых условиях должно быть немалым, а в первоначальный осадок от растворенных в мантии солей и пород - тем более...

Да уж. Экзоланетные системы оказываются ещё более удивительными и разнообразными.
По поводу Kepler-11 – обширные водородные экзосферы большинства планет этой системы точно не будут показывать такую большую глубину транзита в линии Лайман-альфа, как известные планеты Kepler-444, поскольку интенсивность УФ на их орбитах уже сравнительно невысокая, и концентрация возбуждённых атомов водорода будет небольшой. Вероятнее всего даже чувствительности инструмента STIS на "Хаббле" будет недостаточно для регистрации такого транзита.

[Olweg]

Интересно! Хотя при 99%-м доверительном интервале возможна и плотность до 9 г/см³. Но всё же с высокой степенью вероятности плотность действительно низка, тем более что результат получен для обоих планет.

[torque_xtr]

>>>поскольку интенсивность УФ на их орбитах уже сравнительно невысокая, и концентрация возбуждённых атомов водорода будет небольшой

Э, нет, лайман-альфа - это линия поглощения атомарным водородом в основном состоянии, т.е. невозбужденным. Если экзосфера состоит из него, то поглощение будет. Скорее наоборот, в Ly-alpha не будет поглощения, если УФ много и экзосфера возбуждена/ионизирована, т.е. при очень высоких потоках в жестком УФ, но тогда она и сдуваться будет моментально. Kepler-11, конечно, на 5 зв.вел. слабее 444-й, но тоже G-карлик, и планеты у нее больше. Более того, они дальше, т.е. экзосферы будут более выраженными, если они есть. Их, теоретически, может не быть, если мининептуны - гелиевые с очень большой степенью обеднения по водороду, так что хотя бы ради проверки этой возможности поглядеть бы стоило. А нет, по крайней мере в exoplanet.eu и в гугле не ищется...

Интересно, насколько земная или lдаже венерианская экзосфера была бы видна в лайман-альфе при транзите по диску Солнца? https://en.wikipedia.org/wiki/Geocorona - у Земли ее даже в рассеянной лайман-альфе видно.

PS вообще глубокие транзиты в лайман-альфе - это точно не признак водородной и даже водной атмосферы, как и озон/люминесценция кислорода - не признак того, что атмосфера окислительная...

PPS про Венеру нашлось https://arxiv.org/pdf/1507.00195.pdf - в Лайман-альфе, судя по всему, не мерили, а только просто в глубоком УФ и мягком рентгене, где радиус на 70 км больше оптического. Теперь уж и не померить, разве в 2020.06.04, когда будет соединение в 10 угл.мин. от края солнечного диска и можно поймать скользящий транзит экзосферы, либо ловить сам транзит где-то в 150000 км от Земли...

[Dayan]

Интересно! Хотя при 99%-м доверительном интервале возможна и плотность до 9 г/см³. Но всё же с высокой степенью вероятности плотность действительно низка, тем более что результат получен для обоих планет.

А для других трёх планет (включая самую крупную Kepler-444f) массу измерить уже почти невозможно по 4-летним данным "Кеплера", поскольку их гравитационное воздействие на соседние планеты ещё меньше, несмотря на сравнимую близость друг к другу! Но самый сильный аргумент – это всё же провалы в водородной Лайман-альфа, совпадающих по времени с расчётными транзитами внешних планет (включая планету e, у которой измерена масса в последней статье).

[Dayan]

Э, нет, лайман-альфа - это линия поглощения атомарным водородом в основном состоянии, т.е. невозбужденным.

Не нет, а да. УФ-фотонов на орбите планет Kepler-11 меньше, чем на орбите планет Kepler-444, кроме, быть может, планет b и c. Чем больше атомов водорода оказывается возбуждено под воздействием этих фотонов, тем более сильное поглощение возникает в соответствующей линии. Кроме того, возбуждённое состояние атома очень кратковременно, и если этих фотонов недостаточно много, то поглощение слабое.
Что касается размеров оболочек у Kepler-444 – они могут быть больше полости Роша этих планет, т.к. сами планеты маломассивные (при любом составе, скальном или водном), и удержать водород они не состоянии.

Интересно, насколько земная или lдаже венерианская экзосфера была бы видна в лайман-альфе при транзите по диску Солнца? https://en.wikipedia.org/wiki/Geocorona - у Земли ее даже в рассеянной лайман-альфе видно.

Невероятно, чтобы земная геокорона при транзите давала реально глубокий транзит в Лайман-альфа, т.к. нет условий для этого. То, что слабое рассеяние от "короны" есть – ничего удивительного, ведь экзосфера в основном состоит из водорода (хоть и чрезвычайно разреженного), а какое-никакое УФ-излучение от Солнца имеется. 
Но, ещё раз – Венера и Земля слишком удалены от Солнца, чтобы на их орбите УФ вызывало массовое, почти тотальное возбуждение нейтральных атомов водорода, и при транзите этих планет где-нибудь в Галактике, их обширные короны действительно вызывали бы существенные падения в линии Лайман-альфа. Нет, конечно. У Венеры вдобавок вообще гораздо меньше водорода, чем у Земли (правда там плотность УФ-фотонов повыше раза в 2). А сами короны этих планет ещё и крайне разрежены (для глубоких транзитов в Лайман, видимо, необходимым является и условие, чтобы короны были сравнительно более плотными и протяжёнными, постоянно пополнялись огромными массами водорода).

PS вообще глубокие транзиты в лайман-альфе - это точно не признак водородной и даже водной атмосферы

Ещё какой признак. Так считают авторы статьи, которую я приводил выше (вернее, как одну из двух возможностей: другая – это признак активности звезды). Если же вы считаете их некомпетентными, тогда вам следует опровергнуть их выводы, например, с помощью физ-мат моделирования в рецензируемом журнале.

[torque_xtr]

Будь у меня времени еще на порядок больше - и посчитал бы...

для глубоких транзитов в Лайман, видимо, необходимым является и условие, чтобы короны были сравнительно более плотными и протяжёнными, постоянно пополнялись огромными массами водорода

Для поглощения в лайман-альфе достаточно колонны нейтральных атомов в 10¹³/см² - https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Charlton/Charlton1_1.html, рис.3 - такое нетрудно набрать, даже если водородсодержащие компоненты в основной атмосфере находятся в следовых количествах. Поскольку экзосфера обычно больше радиуса планеты, можно считать, что вертикальная плотность примерно того же порядка, что и тангенциальная; при радиусе 5000 км и вертикальной плотности 10¹³/см²объемная плотность в среднем по экзосфере получится порядка 2*10⁴ атомов в куб. см. Даже если на экзобазе 10⁶/см³, для поддержания такого количества чисто водородной атмосферы (и даже имеющей водородсодержащие соединения одним из основных компонентов) не требуется.

Марс обладает оптически плотной в лайман-альфе короной: "Mariner  9  observations  indicated  that the exosphere of Mars was optically thick in Lyman α [9], http://www.hou.usra.edu/meetings/8thmars2014/pdf/1287.pdf". У него вся вода, содержащаяся в атмосфере, соответствует в 10 мкм, или  3*10¹⁹ (связанных) атомов водорода на см², а в холодной средней атмосфере содержание воды еще меньше, но этого уже хватает. Наверняка в лайман-альфа-фильтр экзо-Хаббла транзит Марса будет как минимум в несколько раз глубже, чем в экзо-Кеплер, но мы-то знаем, что он холоден и сух...)



Неправильно выразился, скорее "из наличия глубокого транзита в лайман-альфе не обязательно следует, что атмосфера водородная и даже просто имеет водород или водородсодержащие соединения основными компонентами". Скорее, отсутствие глубокого транзита в лайман-альфе (при обычных условиях по ультрафиолету) = крайняя обедненность атмосферы по водороду и всему, что его содержит...

[Dayan]

Для поглощения в лайман-альфе достаточно колонны нейтральных атомов в 10¹³/см² - https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Charlton/Charlton1_1.html, рис.3 - такое нетрудно набрать, даже если водородсодержащие компоненты в основной атмосфере находятся в следовых количествах. Поскольку экзосфера обычно больше радиуса планеты, можно считать, что вертикальная плотность примерно того же порядка, что и тангенциальная; при радиусе 5000 км и вертикальной плотности 10¹³/см²объемная плотность в среднем по экзосфере получится порядка 2*10⁴ атомов в куб. см. Даже если на экзобазе 10⁶/см³, для поддержания такого количества чисто водородной атмосферы (и даже имеющей водородсодержащие соединения одним из основных компонентов) не требуется.

Вырвано из контекста.
Там на рисунке 3 показано, что при плотности нейтральных атомов 10¹⁵ на кв см, линия Лайман-альфа имеет глубину уже 100%. Но, очевидно, речь идёт не об абсолютной глубине линии, а об относительной, т.е. нормализованной к какой-то определённой характерной глубине этой линии при определённых условиях (например, при некотором уровне УФ-излучения от квазаров, о которых идёт речь в ссылке; ну где квазары, а где обычные звёзды-карлики классов G и K!).

Иначе же из вашей логики должно получаться, что любые наблюдения изменений глубины Лайман-альфа у звёзд, галактик и квазаров были бы невозможны, поскольку их свет на этой длине волны попросту бы поглощался целиком, без остатка. Хотя бы потому, что он идёт сквозь земную атмосферу: даже "Хаббл" летает по орбите на границе между термосферой и экзосферой Земли [чтобы набрать 10¹⁵ атомов водорода на см² над границей термосферы и экзосферы, телескопу достаточно слоя экзосферы].
Я уже не говорю про то, что сами звёзды окружены ещё более протяжённым веществом звёздных ветров (это "пузыри" даметром в сотни а.е.), состоящим в основном из водорода, а ещё их свет проходит через нейтральный водород межзвёздной среды Галактики – там плотность низка, около 1 атома на куб см, но расстояния до звёзд с лихвой "компенсируют" эти жалкие 10¹⁵ атомов на кв см.

Но нет, это работает не так, как вы думаете, т.е. не по принципу "прямо в лоб".

Марс обладает оптически плотной в лайман-альфе короной: "Mariner  9  observations  indicated  that the exosphere of Mars was optically thick in Lyman α [9], http://www.hou.usra.edu/meetings/8thmars2014/pdf/1287.pdf". У него вся вода, содержащаяся в атмосфере, соответствует в 10 мкм, или  3*10¹⁹ (связанных) атомов водорода на см², а в холодной средней атмосфере содержание воды еще меньше, но этого уже хватает. Наверняка в лайман-альфа-фильтр экзо-Хаббла транзит Марса будет как минимум в несколько раз глубже, чем в экзо-Кеплер, но мы-то знаем, что он холоден и сух...)

В приведённом вами источнике нигде не говорится, что "в лайман-альфа-фильтр экзо-Хаббла транзит Марса будет как минимум в несколько раз глубже, чем в в экзо-Кеплер" – это ваша придумка, которая никак не следует из крайне слабого рассеянного свечения короны Марса, зарегистрированного "Хабблом", и вряд ли соответствует действительности.

Неправильно выразился, скорее "из наличия глубокого транзита в лайман-альфе не обязательно следует, что атмосфера водородная и даже просто имеет водород или водородсодержащие соединения основными компонентами". Скорее, отсутствие глубокого транзита в лайман-альфе (при обычных условиях по ультрафиолету) = крайняя обедненность атмосферы по водороду и всему, что его содержит...

В конце прошлого года вышла статья об измерении уровня потока в линии Лайман-альфа у звезды HD 97658 (краткий пересказ на русском) при транзите её планеты b (это "тёплая" океанида или мининептун с массой 7.55 массы Земли и плотностью 3.9 г/см³), и вне его. И поток в линии во время транзита остался таким же, как и далеко вне его (с достоверностью больше 3-х сигм)! И несмотря на то, что признаков огромной водородной экзосферы обнаружено не было, авторы всё же НЕ исключают наличие водорода в атмосфере (в количестве до 36%). Просто скорость истечения водорода не должна превышать 100 тысяч кг в секунду, чтобы "Хаббл" не смог заметить эту корону. Эта величина не сравнится с потерями водорода Венерой, Землёй и Марсом вместе взятыми.
Причём HD 97658 b прохладнее планет Kepler-444 e и f, у которых найдены эти оболочки, а звезда HD 97658 ярче и ближе, чем Kepler-444 (они сравнимого спектрального класса K1).
И, кстати, авторы этой статьи оценили плотность межзвёздной среды до HD 97658, восстановив профиль её линии Лайман-альфа: N (HI) = 10^18.18 атомов на кв см.
Плюс, для сведения, у горячего нептуна GJ 436 b глубина транзита составляет ~60% в линии Лайман-альфа.

[Dayan]

Сегодня вышла статья о результатах исследования системы Kepler-19 (The Kepler-19 system: a thick-envelope super-Earth with two Neptune-mass companions characterized using Radial Velocities and Transit Timing Variations).
Напомню, что в 2011 году из фотометрии "Кеплера" за первые 8 кварталов в этой системе обнаружили одну транзитную планету, Kepler-19b, которая обращается вокруг похожей на Солнце звезды с периодом 9.29 суток. Эта планета испытывала сильное влияние (TTV) со стороны какой-то внешней, нетранзитной планеты, но определить её период и массу тогда не представлялось возможным.
В новой работе исследовались данные уже за все 4 года работы "Кеплера", а также 91 измерение лучевых скоростей, полученное на спектрографе HARPS-N. Были существенно уточнены параметры родительской звезды.
Авторы обнаружили, что вне орбиты Kepler-19b существует не одна, а, по-крайней мере, две планеты. В предположении почти компланарных орбит:
1) планета Kepler-19c обращается с периодом 28.73 суток, и имеет массу 13.1 массы Земли;
2) планета Kepler-19d обращается с периодом 62.9 суток, и имеет массу 20.3 массы Земли.
Масса же самой Kepler-19b составляет 8.4 ± 1.6 M_⊕, что при радиусе 2.209 ± 0.048 R_⊕ даёт среднюю плотность 4.32 ± 0.87 г/см³. Это говорит о существовании толстой оболочки из летучих веществ (воды, водорода и гелия).

[Dayan]

Вышла статья об исследовании планетных кандидатов, открытых около маломассивных звёзд в рамках миссии K2 с 1 по 7 кампании: Characterizing K2 Candidate Planetary Systems Orbiting Low-Mass Stars II: Planetary Systems Observed During Campaigns 1-7.
Сообщается, что ранее группой американских астрономов были получены почти инфракрасные спектры 76 звёзд малой массы, около которых по данным K2 было открыто 79 планетных кандидатов. 5 из них оказываются ложнопозитивными событиями (плюс три ложнопозитивных события, опубликованных ранее). 18 объектов прошли статистическую проверку, и скорее всего являются настоящими планетами (из них 8 планет – новые), 21 планета переподтверждена заново. Также сообщается о 17 новых кандидатах. Благодаря полученным авторами спектрам, были улучшены (или пересмотрены) параметры родительских звёзд и обращающихся около них планет. Большинство планет получают очень много энергии от родительских звёзд, поэтому они сильно разогреты. Но есть несколько планет в выборке, которые находятся внутри и вблизи зоны обитаемости. Например, из планет с уточнёнными параметрами, K2-72e, обращающаяся в системе M2-карлика. Напомню, что в прошлом году у него было открыто 4 транзитные планеты. По пересмотренным данным её радиус составляет 1.29 ^+0.14_–0.13 радиуса Земли, а поток инсоляции – 1.2 ± 0.2 инсоляции на орбите Земли, что помещает эту планету в оптимистическую обитаемую зону.

[Dayan]

А между тем также продолжается обработка данных основной 4-летней миссии "Кеплера". Сегодня вышла статья A Search for Lost Planets in the Kepler Multi-planet Systems and the Discovery of the Long-period, Neptune-sized Exoplanet Kepler-150 f, в которой авторами представлен результат визуального исследования кривых блеска 114 звёзд с минимум тремя подтверждёнными планетами.
В настоящее время подавляющее большинство планет и кандидатов основной миссии найдено с помощью специальной компьютерной программы "Kepler pipeline". Но у этого алгоритма, несмотря на постоянное совершенствование, имеются недостатки, в результате чего он пропускает некоторые кандидаты. Авторы статьи попытались оценить, сколько именно кандидатов было упущено, и нашли, что вероятность потери транзитных планет в диапазоне периодов 400-500 дней составляет ∼3.3%. Для более короткопериодических планет эта цифра меньше. В целом это не плохой показатель, и скорее говорит о хорошей надёжности "Kepler pipeline".
Однако, визуальный осмотр выявил два новых кандидата в системах с известными планетами, чьи транзиты были пропущены программой. В системе Kepler-208 нашёлся единственный неизвестный транзит – скорее всего это ложноположительный кандидат. А в системе Kepler-150 новый кандидат с вероятностью больше 99.998% является настоящей планетой. Было найдено два её транзита, поэтому у неё хорошо определён период и размер – это нептун с радиусом 3.64 R_⊕ на 637.2-суточной орбите. Это пятая известная планета в системе жёлтого карлика Kepler-150, называемая теперь Kepler-150 f. Четыре ранее известных планеты, одна суперземля и три нептуна, обращаются на близких к звезде орбитах (с периодами от 3.4 до 30.8 суток).

[SpaceEngineer]

Было найдено два её транзита, поэтому у неё хорошо определён период и размер – это нептун с радиусом 3.64 R⊕ на 637.2-суточной орбите. Это пятая известная планета в системе жёлтого карлика Kepler-150, называемая теперь Kepler-150 f.

С каких это пор планеты с двумя транзитами зачислятся в подтвержденные? Вроде как надо минимум 3 транзита, да еще и независимое подтверждение другими методами?

[Dayan]

С каких это пор планеты с двумя транзитами зачислятся в подтвержденные? Вроде как надо минимум 3 транзита, да еще и независимое подтверждение другими методами?

Да давняя это практика, когда только по двум транзитам кандидат подтверждают, не используя ничего, кроме численных методов. Особенно это актуально для кандидатов от миссии "K2", но и в подтверждении кандидатов основной миссии это было уже несколько раз.
В случае Kepler-150 подтвердить новый кандидат оказывалось проще, ведь в этой системе уже есть 4 подтверждённых кандидата. Два новооткрытых транзита имеют одинаковую продолжительность, глубину и форму, поэтому их приписывают одной планете. В частности, продолжительность транзита новой планеты больше, чем у других планет в этой системе, и практически соответствует ожидаемой продолжительности при её периоде и размере той же звезды-родителя. Авторы подсчитали комбинированную вероятность ложноположительного события по нескольким независимым вероятностям, и нашли, что она исключительно мала.

[Dayan]

Сегодня вышло сразу три статьи, посвящённые результатам большой работы в рамках т.н. "Калифорнийско-Кеплеровского Обзора":
The California-Kepler Survey. I. High Resolution Spectroscopy of 1305 Stars Hosting Kepler Transiting Planets,
The California-Kepler Survey. II. Precise Physical Properties of 2025 Kepler Planets and Their Host Stars,
The California-Kepler Survey. III. A Gap in the Radius Distribution of Small Planets.
"Калифорнийско-Кеплеровский Обзор" представляет собой наблюдательную программу, использующую спектрограф HIRES (установлен на 10-м телескопе обсерватории Кека).
В первых двух статьях авторы сообщают об анализе спектров высокого разрешения, полученных для 1305 звёзд, у которых в рамках основной миссии "Кеплера" найдены транзитные планеты. У этих звёзд существенно уточнены массы, радиусы, металличности, эффективные температуры и возрасты. Представлен однородный каталог. Так, например, средние погрешности массы звёзд в нём составляют 5%, а радиусов – 9% (против 42% только из фотометрических данных). Во второй статье благодаря уточнённым данным родительских звёзд, пересматриваются размеры вращающихся вокруг них 2025 планет. Средняя погрешность радиусов планет составила 11%.
В третьей статье проанализировано распределение этих же планет по размерам (по уточнённым размерам). Был найден дефицит планет (обращающихся с периодами меньше 100 дней) в диапазоне размеров 1.5 – 2.0 R_⊕. Это говорит о том, что горячие планеты с радусами меньше 1.5 R_⊕ в основном являются твердотельными скалистыми мирами, а планеты с большими радиусами содержат толстые оболочки из водорода и гелия. В диапазоне радиусов 1.5 – 2.0 R_⊕ горячие планеты слабо удерживают много этих веществ.

[Dayan]

Сегодня вышла статья, в которой представлен результат анализа TTV планеты-гиганта Kepler-46b: Masses of Kepler-46b, c from Transit Timing Variations.
В 2012 году в этой системе были открыты две транзитные планеты – гигант Kepler-46b, обращающийся на орбите с периодом 33.6 суток, и суперземля Kepler-46d на орбите с периодом 6.8 суток. Поскольку планета b испытывает сильное TTV, – отклонения достигают значений больше часа (планета d не способна вызвать столь сильное TTV у соседнего гиганта), то было предположено, что на неё влияет неизвестная нетранзитная планета на внешней орбите (Kepler-46c, период был оценен в 57 суток). Массу планеты b при этом измерить не удалось, только было наложено ограничение, что она меньше 6 масс Юпитера, а массу планеты c оценили в 0.376 массы Юпитера.
Теперь же, после анализа данных всех 16 кварталов основной миссии "Кеплера", общая картина становится более понятной. Сама Kepler-46 является старой звездой ГП со светимостью 0.556 солнечной.
Авторы находят, что орбиты обеих планет являются почти компланарными и круговыми (хотя вторая планета и не является транзитной). Уточнённые периоды планет b и c соответственно равны 33.65 и 57.33 суток. Их массы оказались равными 0.885 и 0.362 массы Юпитера. При радиусе Kepler-46b в 0.81 радиуса Юпитера, её плотность составляет 2.07 г/см³.

[Dayan]

По данным основной миссии "Кеплера" в системе красного карлика открыта и подтверждена планета Kepler-1649b: Kepler-1649b: An Exo-Venus in the Solar Neighborhood.
Kepler-1649 (KOI-3138) – звезда спектрального класса M5V. У неё открыта единственная транзитная планета, имеющая радиус 1.08 ± 0.15 R_⊕. Обращаясь с периодом 8.69 суток, планета получает примерно столько же энергии от своей звезды, сколько планета Венера получает от Солнца (2.30 ± 0.65 земной инсоляции).

[Dayan]

У древней звезды, принадлежащей толстому диску Галактики, подтверждена транзитная планета на короткопериодической орбите: EPIC 210894022b - A short period super-Earth transiting a metal poor, evolved old star.
Эта система была открыта на 4 поле миссии "K2".
EPIC 210894022 – это очень бедная металлами звезда ([Fe/H] = -0.53) спектрального класса G3, расположенная на заднем фоне звёздного скопления Гиады (EPIC 210894022 почти в 4 раза дальше скопления). Светимость звезды оценивается в 1.9 светимости Солнца, а возраст – 10.77 млрд лет.
Найденная планета обращается по орбите с периодом 5.35 суток, и имеет радиус 1.9 ± 0.2 R_⊕.
Благодаря хорошему блеску звезды, который составляет V = 11.1^m, с помощью FIES и HARPS-N удалось измерить массу планеты: 8.6 ± 3.9 M_⊕. Средняя плотность составила 6.6 г/см³, что говорит о скалистом составе планеты.
В RV-измерениях также имеется долгосрочный тренд, показывающий присутствие в системе какого-то третьего массивного объекта (возможно, планеты), обращающегося с периодом больше 120 суток.

[vika vorobyeva]

Представлены две экстремально горячих суперземли K2-66 b и K2-106 b:
https://arxiv.org/pdf/1705.03491.pdf

Субнептун K2-66 b по своему размерному классу (радиус 2.49 ^+0.34/_-0.24 радиусов Земли) должен быть мини-нептуном, но его масса достигает 21.3 ± 3.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.8 ± 2.7 г/куб.см, говорящей о преимещественно железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.06 а.е (~8 звездных радиусов) и нагрета до 1372 ± 51К, так что скорее всего водород и гелий оттуда уже улетели, осталось немного воды. Орбитальный период планеты - 5.07 земных суток.

Орбитальный период K2-106 b – вообще 13.7 часов, планета нагрета до 2063 ± 58К! При радиусе в 1.82 ^+0.20/_-0.14 радиусов Земли масса K2-106 b достигает 9.0 ± 1.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.57 ^+4.64/_-2.80 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.013 а.е. (2.7 звездных радиусов!)
В этой же системе есть еще одна транзитная планета с орбитальным периодом 13.34 земных суток. Ее радиус – 2.77 радиусов Земли, на массу получен только верхний предел в 24.4 масс Земли (с достоверностью 99.7%).

Авторы спекулируют, что обе горячие планеты могут быть "огарками" горячих нептунов, частично или полностью утративших свои оболочки из летучих.

[Dayan]

Субнептун K2-66 b по своему размерному классу (радиус 2.49 ^+0.34/_-0.24 радиусов Земли) должен быть мини-нептуном, но его масса достигает 21.3 ± 3.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.8 ± 2.7 г/куб.см, говорящей о преимещественно железокаменном составе. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.06 а.е (~8 звездных радиусов) и нагрета до 1372 ± 51К, так что скорее всего водород и гелий оттуда уже улетели, осталось немного воды. Орбитальный период планеты - 5.07 земных суток.

Ну, как пишут авторы, оболочка из лёгких веществ (водорода, гелия и/или воды) у K2-66b может иметь массовую долю до 5%. 5% от 21.3 массы Земли – это оболочка с больше, чем 1 массой Земли. Ещё условия, где инсоляция достигает 840 земных, не делают эту планету каким-либо аналогом твердотельных планет. Это такое странное "чудовище", на котором сила тяжести больше, чем на Юпитере почти на 36%.
Стоит ещё отметить по поводу "огарков" – в случае с K2-66b могут быть и два других сценария образования. Это позднее формирование в протопланетном диске довольно близко к звезде (как пишут авторы), внутри снеговой линии системы, или же такая концентрация тяжёлых веществ при недостатке летучих является результатом столкновений двух или больше нептунов (в процессе миграции к звезде), почти лишивших их лёгких веществ. Т.е., возможно, планета практически изначально была такой плотной.
В пользу большей вероятности последних двух версий можно сказать, что в настоящее время вторая космическая на K2-66b почти втрое больше, чем на Земле. Полагаю, что такая массивная планета могла бы удержать и большее количество воды (возможно даже водорода и гелия в том числе), если бы оно там было изначально. Тем более, что инсоляция достигла 840 земной относительно недавно по астрономическим меркам, а в конце стадии ГП родительской звезды, она была 420 земных. Это обычная инсоляция для горячих нептунов у солнцеподобных звёзд, и они "испаряются" так медленно, что успевают потерять лишь несколько процентов от своей первоначальной массы за время жизни родительских звёзд.
У звёзд с околосолнечной массой стадия субгиганта длится обычно "недолго" – порядка двух-трёх сотен миллионов лет. Даже при повышенной инсоляции нептун за это время вряд ли бы успел потерять десятки процентов от своей массы.
В случае с K2-106b сценарий "огарка" уже более вероятен, т.к. планета намного менее массивная, а инсоляция просто запредельная.

[Dayan]

Орбитальный период K2-106 b – вообще 13.7 часов, планета нагрета до 2063 ± 58К! При радиусе в 1.82 ^+0.20/_-0.14 радиусов Земли масса K2-106 b достигает 9.0 ± 1.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.57 ^+4.64/_-2.80 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.013 а.е. (2.7 звездных радиусов!)
В этой же системе есть еще одна транзитная планета с орбитальным периодом 13.34 земных суток. Ее радиус – 2.77 радиусов Земли, на массу получен только верхний предел в 24.4 масс Земли (с достоверностью 99.7%).

А вот сегодня вышла статья, посвящённая системе K2-106 уже от другого коллектива астрономов (в основном из Европы, а также из США и Японии): K2-106, a system containing a metal rich planet and a planet of lower density.
Свои выводы о параметрах системы они сделали из наблюдений K2-106 на спектрографах HDS (установлен на японском 8-м телескопе "Субару"), PFS (6.5-м Магелланов телескоп, Чили), FIES (2.56-м Северный Оптический телескоп, "NOT", остров Ла-Пальма), а также HARPS-N и HARPS. Эти параметры немного отличаются от тех, что получены американской группой. И им удалось определить массу планеты K2-106c.

Согласно этим данным, K2-106 немного меньше по размеру и температуре, чем в американских данных, а её масса – чуть больше. Светимость звезды, рассчитанная из закона С-Б, составляет 0.61 светимости Солнца. По сравнению с Солнцем она бедна железом, кремнием и никелем, но более богата кальцием и натрием.

Планета K2-106b имеет радиус 1.52 ± 0.16 R_⊕ и массу 7.69 ± 0.82 M_⊕, что приводит к средней плотности 12.0 г/см³. Это говорит о том, что массовая доля металлов в составе планеты превышает 70%. При нулевом альбедо поверхностная температура оценивается в 2242 K (инсоляция в 3500 раз больше, чем на Земле).

Вторая планета, K2-106c, напротив, содержит много летучих веществ в своём составе: её радиус составляет 2.59 ± 0.27 R_⊕, а масса – 6.8 ± 2.3 M_⊕, что приводит к средней плотности 2.4 г/см³. Авторы полагают, что она на 50% по массе состоит из скальных пород, и на 50% из воды (или же силикатное ядро окружено протяжённой, но не очень массивной оболочкой из водорода). Поверхность K2-106c нагрета до 771 K. Планета должна терять водород со скоростью до 6 x 10⁶ кг/с, учитывая гидродинамические и другие потери (или до ~0.03 массы Земли за 1 млрд лет, т.е. если предположить водную оболочку, то на общем фоне её запасов потери небольшие).