< SpaceX: космический телескоп NASA для поиска экзопланет выведен на орбиту

Измерение массы мини-нептуна Kepler-1655 b

При радиусе ~2.2 радиусов Земли масса планеты составила ~5 масс Земли, что приводит к средней плотности ~2.5 г/куб.см. Это означает, что планета окутана протяженной водородно-гелиевой атмосферой и/или содержит в своем составе значительную долю водяного льда.

---

Владислава Ананьева

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами в диапазоне от 1 до 3.8 радиусов Земли, однако «Кеплер» показал, что планеты таких размеров чрезвычайно распространены. Какова их природа и химический состав, при каких массах и радиусах происходит переход между железокаменными планетами земного типа вроде Земли и Венеры, и ледяными гигантами типа Урана и Нептуна? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо измерять массу и среднюю плотность как можно большего количества планет промежуточного размера (суперземель и мини-нептунов).

Свойства планет отличаются исключительным разнообразием, однако было показано, что в среднем планеты с радиусом менее 1.6 радиусов Земли имеют железокаменный состав, а планеты большего размера окружены протяженными водородно-гелиевыми оболочками, наличие которых уменьшает среднюю плотность. Также было показано, что более прохладные (менее нагретые) планеты в среднем содержат больше летучих веществ, чем более раскаленные.

В рамках основной миссии «Кеплер» обнаружил более 2.3 тыс. планет, среди которых подавляющее большинство имеет радиусы меньше 3 радиусов Земли, однако планет с измеренными массами среди них немного, менее двух сотен. Дело в том, что планеты малых масс наводят на родительские звезды колебания лучевой скорости с полуамплитудой всего несколько метров в секунду. Для измерения таких малых величин нужны самые лучшие спектрографы с внутренней погрешностью менее 1 м/с, но даже и с их помощью измерение масс планет сильно затруднено из-за собственной активности звезд.

26 марта 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна Kepler-1655 b. 

Транзитный кандидат KOI-280.01, получивший в дальнейшем наименование Kepler-1655 b, был представлен еще в 2011 году. Его родительская звезда – аналог нашего Солнца спектрального класса G0 V, но чуть массивнее и горячее его. Расстояние до системы было измерено с помощью тригонометрического параллакса и составило 230 ± 28 пк. Массу звезды оценили в 1.03 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.02 солнечных радиусов. Содержание тяжелых элементов уступает солнечному в 1.7 раза.

Кривая блеска Kepler-1655 демонстрирует четкий транзитный сигнал с периодом 11.87288 ± 0.00001 земных суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.213 ± 0.082 радиусов Земли. Звезда прошла процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Еще до измерения массы Kepler-1655 b авторы оценили вероятность ее не планетной природы в 2·10^-3.

Чтобы определить массу планеты, с помощью спектрометра HARPS-N было получено 95 замеров лучевой скорости звезды на протяжении 526 земных суток. К сожалению, на колебания лучевой скорости, индуцированные планетой, наложились колебания, вызванные собственной магнитной активностью звезды, которые оказалось трудно учесть из-за близости периода вращения звезды вокруг своей оси (13.6 ± 1.4 земных суток) к орбитальному периоду планеты. Это привело к значительным погрешностям в определении ее массы. Формально масса Kepler-1655 b составляет 5.0 ^+3.1/_-2.8 масс Земли, однако поскольку погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 10.1 масс Земли (с достоверностью 95%). Средняя плотность планеты в рамках этого подхода формально равна 2.5 ^+1.6/_-1.4 г/куб.см, а ее верхний предел составляет 5.1 г/куб.см. С достоверностью 98% Kepler-1655 b имеет плотность более низкую, чем у железокаменной планеты того же размера, иначе говоря – почти гарантированно содержит значительную долю летучих в своем составе (воды и/или водорода и гелия).

---