TOI-1695 b: планета-океанида из зазора Фултона

Владислава Ананьева Распределение небольших планет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.7-1.9 радиусов Земли (для планет у солнцеподобных звезд) или 1.5-1.7 радиусов Земли (для планет у красных карликов). Этот минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов, разделяет преимущественно железокаменные суперземли и окутанные протяженными водородными атмосферами мини-нептуны. Для объяснения происхождения зазора Фултона предложено несколько гипотез: фотоиспарение водородной атмосферы звездным коротковолновым излучением, потеря атмосферы благодаря сильному тепловому излучению ядра молодой планеты, формирование планеты в области протопланетного диска, уже лишенного газа. Все эти гипотезы предсказывают разную зависимость положения зазора Фултона от орбитального периода планет. Чтобы выяснить, какая гипотеза ближе к истине, необходимо измерять массы планет с радиусами, попадающими в зазор Фултона или близкими к нему. 14 и 15 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы статьи двух независимых научных коллективов, посвященные планете TOI-1695 b, чей радиус близок к зазору Фултона. Ведущий автор первой статьи Collin Cherubim, ведущий автор второй – Flavien Kiefer. Планета была обнаружена TESS и затем подтверждена методом лучевых скоростей, однако из-за того, что оба коллектива измеряли лучевую скорость звезды на разных спектрографах и обрабатывали данные независимо, параметры планеты у них несколько различаются. TOI-1695 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 44.99 ± 0.03 пк (по Cherubim) или 45.13 ± 0.07 пк (по Kiefer). Масса звезды оценивается в 0.513 ± 0.012 солнечных масс (Cherubim) или в 0.54 ± 0.03 солнечных масс (Kiefer), радиус – в 0.515 ± 0.015 солнечных радиусов (Cherubim) или в 0.53 ± 0.02 солнечных радиусов (Kiefer). Светимость TOI-1695 составляет 0.044 ± 0.004 (Cherubim) или 0.043 ± 0.002 солнечных (Kiefer). Как можно видеть, оценки параметров родительской звезды обеими группами хорошо согласуются в пределах погрешностей. TESS наблюдала TOI-1695 на 18, 19, 24, 25 и 52 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.13428 ± 0.00001 суток и глубиной 1.24 ± 0.08 ppt, соответствующей планете с радиусом 1.90 ± 0.16 радиусов Земли (Cherubim) или 2.03 ± 0.18 радиусов Земли (Kiefer).  Чтобы измерить массу транзитного кандидата, Cherubim с коллегами получили 49 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N, а Kiefer – 180 замеров с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou. Масса планеты составила 6.36 ± 1.00 масс Земли по Cherubim и 5.5 ± 1.0 масс Земли по Kiefer. Впрочем, другая модель звездной активности, рассмотренная в (Kiefer), дает значение массы 6.0 ± 1.0 масс Земли. Все три оценки согласуются друг с другом в пределах погрешностей. Средняя плотность планеты TOI-1695 b составила 5.0 ^+1.8/_-1.3 г/куб.см по Cherubim и 3.7 ± 1.2 г/куб.см по Kiefer. Оба значения слишком малы, чтобы TOI-1695 b могла оказаться железокаменной, но вместе с тем слишком велики для типичного мини-нептуна. Планета может быть супер-Ганимедом с долей воды ~30%, а может представлять собой сухое железокаменное ядро с водородной атмосферой массой 0.3 ^+0.4/_-0.2% полной массы планеты (и, разумеется, она может быть и чем-то промежуточным). Поскольку эффективная температура планеты оценивается в 698 ± 14 К (Cherubim) или 590 ± 90 К (Kiefer), вода там может находиться только в виде пара, закритического флюида или высокотемпературного льда.