Kepler-410A b: транзитный горячий нептун у яркой F-звезды

Подтверждена планетная природа транзитного кандидата Кеплера KOI-42.01. Кроме того, астросейсмические наблюдения за родительской звездой позволили определить ее параметры с хорошей точностью, а также убедиться, что орбита планеты мало наклонена к звездному экватору.

Владислава Ананьева

Среди родительских звезд транзитных кандидатов Кеплера есть несколько достаточно ярких для того, чтобы можно было измерить частоты колебаний их фотосфер (этот метод изучения звезд называется астросейсмологией). Спектр колебаний звезды чувствителен к ее массе, радиусу, скорости вращения и даже возрасту, что позволяет достаточно точно определить эти свойства. Именно это было проделано со звездой KOI-42 (HD 175289), демонстрирующей транзитный сигнал глубиной 331 ppm.

Дело осложнилось тем, что звезда KOI-42 – двойная. Рядом с более ярким компонентом KOI-42A спектрального класса F и видимой звездной величиной +9.4 на расстоянии 1.6 угловых секунд находится более тусклый компонент KOI-42B спектрального класса К и видимой звездной величины +12.2. И заранее было не ясно, вокруг какого именно компонента вращается транзитный кандидат, и какова его природа. Разобраться во всем этом взялась группа европейских астрономов под руководством Винсента ван Эйлена (V. Van Eylen). 

Сначала ученые изучили фотометрию звезды, полученную в «короткой» моде (т.е. снимавшуюся каждые 58.8 секунд). Это позволило им получить спектр колебаний фотосферы KOI-42A и довольно точно определить ее свойства. Масса звезды KOI-42A (получившей также имя Kepler-410A) оказалась равной 1.214 ± 0.033 солнечных масс, радиус – 1.35 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 2.72 ± 0.18 раза превысила солнечную. Возраст звезды оценили в 2.76 ± 0.54 млрд. лет.

Потом ван Эйлен с коллегами получил кривые блеска KOI-42 с помощью космического телескопа им. Спитцера. Поскольку звезды KOI-42 имеют разную температуру (~6300K у компонента A и ~4850K у компонента B), отношение их светимости оказывается разным для разных длин волн. В оптическом диапазоне светимость компонента B составляет 8% от светимости компонента A, а в инфракрасной полосе Ks – уже 17%. Поэтому если бы планета вращалась вокруг компонента B, глубина транзита планеты увеличилась бы при переходе к инфракрасному диапазону, чего явно не наблюдается (глубина транзита, измеренного на Спитцере, составила 260 ± 90 ppm). Таким образом, астрономы убедились, что планета вращается вокруг более яркой звезды.

Масса планеты Kepler-410A b пока не известна. Ее радиус – 2.84 ± 0.054 радиусов Земли, т.е. планета попадает в размерный класс нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.1226 ± 0.0047 а.е. (19.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.17 ± 0.07, и делает один оборот за 17.83365 ± 0.00005 земных суток. 

Кроме того, ван Эйлен с коллегами определили наклон оси вращения звезды (он оказался равным 82.5 ^+7.5/_-2.5°), и сравнил его с наклонением орбиты планеты (87.72 ± 0.15°). Близость этих величин говорит о том, что орбита Kepler-410A b мало наклонена к звездному экватору.

Интересно, что моменты наступления середины транзита планеты Kepler-410A b испытывают периодические колебания с амплитудой 33 минуты, что говорит о наличии в этой системе еще одного или нескольких тел. Гравитационным влиянием других планет можно объяснить и заметный эксцентриситет орбиты данной планеты. Однако подробный TTV-анализ системы Kepler-410A – дело будущего. 

Источники: http://arxiv.org/pdf/1312.4938.pdf
http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=cumulative