< КА «Метеор-М» № 1 пять лет на орбите

Определена масса внутренней планеты в системе Kepler-101

Методом измерения лучевых скоростей родительской звезды на высокоточном спектрографе HARPS-N измерена масса внутренней планеты в системе Kepler-101 и получен верхний предел на массу внешней.

---

Владислава Ананьева

Одна из общепринятых гипотез образования планет, называемая гипотезой аккреции на ядро, предсказывает недостаток планет с массами 30-70 масс Земли. Планеты со свойствами, промежуточными между свойствами Нептуна и Сатурна, должны быть достаточно редкими. Бимодальное распределение планет по массам объясняется катастрофически быстрой аккрецией газа протопланетного диска на ядро массой ~10 масс Земли – если уж такая аккреция начинается, планета быстро натягивает на себя газ и становится планетой-гигантом.

Аналогично, бимодальным становится и распределение планет по радиусам. Теоретический анализ процесса планетообразования в рамках модели аккреции на ядро предсказывает недостаток планет с радиусами 6-8 радиусов Земли (по другим данным – 5-7 радиусов Земли). Изучение транзитных кандидатов Кеплера в целом подтверждает этот вывод, хотя и тут есть важные исключения.

Одним из таких исключений стала планета Kepler-101 b. Измерения лучевой скорости звезды Kepler-101 (KOI-46), проведенные на высокоточном спектрографе Северный HARPS, позволило определить ее массу. И масса, и радиус Kepler-101 b попадают в «пустыню субсатурнов» – область параметров, где планет должно быть мало.

Двухпланетная система Kepler-101 была представлена в феврале 2014 года в числе 715 планет Кеплера, прошедших процедуру валидации (предварительного подтверждения планетной природы путем исключения других астрофизических явлений, способных привести к ложному открытию). Для независимого подтверждения планетной природы транзитных кандидатов в этой системе звезду Kepler-101 наблюдали на 3.57-метровом Национальном телескопе Галилео (TNG) с помощью спектрографа Северный HARPS. Всего было получено 40 замеров лучевой скорости этой звезды. 

Итак, Kepler-101 – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G3 IV, чья масса оценивается в 1.17 ^+0.07/_-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.56 ± 0.2 солнечных радиусов, а светимость в ~2.25 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст Kepler-101 составляет 5.9 ± 1.2 млрд. лет.

Расстояние до звезды не указывается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+13.77), его можно оценить в 933 пк.

Кривая блеска Kepler-101 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 3.49 и 6.03 земных суток и глубиной около 1000 и 55 ppm, соответственно. Внутренняя планета попадает в диапазон размеров, промежуточных между нептунами и планетами-гигантами: ее радиус оценивается в 5.77 ^+0.85/_-0.79 радиусов Земли (0.515 +^0.076/_-0.071 радиусов Юпитера). Масса планеты, измеренная методом лучевых скоростей, составляет 51 ± 5 земных масс. Это приводит к средней плотности 1.45 ^+0.83/_-0.48 г/куб.см, больше подходящей нептуну, нежели газовому гиганту. Kepler-101 b вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.0474 ± 0.001 а.е. (~6.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.086 ^+0.08/_-0.06, ее эффективная температура оценивается авторами открытия в 1513 ⁺¹⁰³/ _-145 К.

Внешняя планета Kepler-101 c гораздо меньше внутренней – ее радиус составляет всего 1.25 ^+0.19/_-0.17 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0684 ± 0.0014 а.е. (~8 звездных радиусов). Массу планеты RV-методом измерить не удалось, был получен только верхний предел 3.78 масс Земли, соответствующий верхнему пределу на среднюю плотность в 10.5 г/куб.см. Это означает, что планета не может состоять из чистого железа (с достоверностью 68.3%). Также авторы исключают наличие у Kepler-101 c существенной водородно-гелиевой атмосферы.

---