< Люксембург планирует отправить шахтеров в космос

Горячий субсатурн K2-39 b: падающая планета

Легкий и рыхлый газовый гигант вращается на расстоянии всего 3.4 звездных радиусов, менее чем через 100 млн. лет планета упадет на родительскую звезду.

---

Владислава Ананьева

В отличие от звезд главной последовательности звезды-субгиганты практически лишены горячих юпитеров. Несмотря на то, что в целом распространенность планет-гигантов у звезд-субгигантов заметно выше, чем у звезд главной последовательности, на тесных орбитах наблюдается резкий дефицит таких планет. Если горячих юпитеров у звезд главной последовательности известно более двух сотен, то у звезд с радиусами больше 3.5 солнечных открыто всего пять планет с периодами короче 100 земных суток. 

Предложены две основные гипотезы, объясняющие этот дефицит. Согласно первой, мощные приливные силы со стороны звезды-субгиганта заставляют близкую планету сравнительно быстро терять угловой момент и по спирали приближаться к своей звезде (а в дальнейшем выпадать на нее). Согласно второй, массы наблюдаемых звезд-субгигантов систематически выше массы звезд главной последовательности, а у звезд большей массы время жизни протопланетного диска меньше, каверна вблизи звезды образуется быстрее, и планеты не мигрируют настолько близко к звезде, как планеты у звезд солнечной массы.

31 мая 2016 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты K2-39 b – горячего субсатурна с орбитальным периодом всего 4.6 земных суток. Это самая короткопериодичная планета-гигант у звезды-субгиганта, известная на данный момент.

K2-39 (EPIC 206247743) – звезда-субгигант спектрального класса K. Ее масса оценивается в 1.53 ± 0.13 солнечных масс, радиус достигает 3.88 ± 0.48 солнечных радиусов, светимость примерно в 7.7 раз превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст K2-39 оценивается в 3.1 ^+0.9/-_0.7 млрд. лет.

Кривая блеска звезды демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом ~4.6 земных суток и глубиной ~370 ppm, соответствующий планете с радиусом 8.2 ± 1.1 радиусов Земли. Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения массы планеты исследователи применили метод измерения лучевых скоростей родительской звезды – было получено 30 замеров с помощью спектрографов HARPS, FIES и PFS. Масса планеты оказалась равной 50.3 ± 9.7 масс Земли (0.158 ± 0.03 масс Юпитера) – промежуточная между массами Сатурна и Нептуна. Однако средняя плотность планеты, равная 0.50 ^+0.29/_-0.17 г/куб.см, говорит о том, что перед нами легкий газовый гигант.

Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.062 ± 0.012 а.е (всего 3.4 звездных радиуса!)

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф -0.31 ± 0.05 м/с в сутки, означающий наличие в этой системе еще одного или нескольких небесных тел на более широкой орбите (с периодом длиннее 125 земных суток).

Даже если пренебречь приливными силами, через 150 ± 90 млн. лет раздувающаяся звезда поглотит свою планету. Возможно, это произойдет гораздо раньше. В зависимости от скорости рассеяния приливной энергии скорость уменьшения орбитального периода может составлять от 4 миллисекунд до 40 секунд в год. Длительные (в течение пары десятилетий) наблюдения транзитов K2-39 b помогут определить эту величину и оценить скорость падения планеты. Соответствующие наблюдения могут провести космические обсерватории TESS и PLATO.

Источник: http://arxiv.org/pdf/1605.09180.pdf

---