Насколько я понимаю, радиус экзопланеты определяется по глубине транзита, а ее масса – по влиянию на лучевую скорость звезды. И та, и другая методики, вроде как, отработаны. Тогда почему вместе они не состыкуются. То есть, при попытке их состыковать, дают заведомо нелепый результат:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,109920.0.html

Потому, что массы для твёрдых планет чаще всего неизвестны. В некоторых случаях даётся какая-то величина, но это не масса, а оценка верхнего предела, т.к. для маломассивных планет точности (и/или количества измерений) RV-метода недостаточно, либо верхняя оценка из условия динамической устойчивости системы, т.е. массы, при которой система ещё будет достаточное время устойчива.

Olweg явно погорячился, сказав что вы "вплотную интересуетесь экзопланетной тематикой" в теме в ВЖР.

Тогда почему никто не корректирует этот, явно нелепый, верхний предел в сторону его уменьшения до разумных пределов по плотности планеты?

Потому, что в научных статьях никакие значения, насколько бы правдоподобны они не были, не берутся с потолка.

Например, для  KOI-142b       М = 1.756 (земных);     р = 0.139 г/см³
Пресловутый верхний предел массы соответствует аномально низкой плотности. Или это, по-вашему, тоже нормально?

Пожалуйста, ссылку на оригинальную статью, а там разберёмся.

Интересная статья появилась в Архиве от французских астрофизиков (3D model of hydrogen atmospheric escape from HD209458b and HD189733b: radiative blow-out and stellar wind interactions). В ней в соответствии с наблюдаемыми данными представлена 3D-модель динамики убегания водорода из атмосфер горячих юпитеров HD 209458 b и HD 189733 b под действием излучения их родительских звёзд. Также учтено взаимодействие атмосферного газа планет с звёздным ветром. Скорости убегания атмосферного водорода оказываются равными менее 130 км/с для HD 209458 b (что соответствует потерям в диапазоне 10⁶-10⁸ кг/с) и 140-230 км/с для HD 189733 b (что соответствует потерям в диапазоне 4*10⁵-10⁸ кг/с). Убегающая атмосфера обеих планет вытягивается подобно кометным хвостам. Но в целом, скорость потерь оказывается небольшой.
Важным моментом стало обнаружение режима насыщения или предела скорости убегания атмосфер: при определённой плотности звёздного ветра большая часть убегающего газа взаимодействует с протонами звёздного ветра, что приводит к ограничению скорости потерь.

Наконец, появилась статья об открытии KELT-6 b (KELT-6b: A P~7.9 d Hot Saturn Transiting a Metal-Poor Star with a Long-Period Companion), транзитного горячего сатурна (0.43 M_J), обращающегося вокруг бедной металлами F-звезды (V=10.38^m) с периодом 7.846 суток. KELT-6 b по температурному режиму и поверхностному ускорению свободного падения очень похожа на HD 209458 b, поэтому, как отмечается в статье, предполагается уникальная возможность провести сравнительное исследование этих планет.

Любопытная статья на Компьюленте Планеты-бродяги могут появляться на свет без помощи звёзд.

Подскажите, в каталоге NASA Exoplanet Archive, спектральный тип звезды (Spectral Type) - в каком формате? Там вещественое число, что оно означает? Например, 55 CnC - 5.00, 51 Peg - 4.30. Если целая часть - это спектральный класс (OBAFGKML = 01234567), а дробная это субкласс, то как тогда отличаются гиганты и субгиганты? Самому по log(g) и светимости определять?

Группа товарищей решила рассмотреть вопрос об устойчивости спутниковых орбит у планет, находящихся в резонансах низкого порядка. С учетом открытия большого количества таких систем Кеплером задача выглядит поставленной вполне своевременно.
http://arxiv.org/pdf/1308.4402.pdf

Задача была сформулирована как задача четырех тел (звезда, две планеты в орбитальном резонансе, спутник, причем массы планет считались равными друг другу и варьировались в разных моделях). Как оказалось, наличие второй планеты на близкой орбите не сильно уменьшает пространство параметров для возможного спутника. Если в случае одиночной планеты область устойчивых круговых проградных орбит простиралась до ~0.5 радиусов Хилла планеты, то при наличии резонансной планеты эта область сокращалась до 0.4 радиусов Хилла. Область круговых ретроградных орбит оказывается еще шире проградных (до 0.6 радиусов Хилла).
При росте эксцентриситетов планет и/или спутников зона устойчивости закономерно уменьшается. Полярные орбиты спутников неустойчивы все.
Только в случае совсем уж близких орбит (например, для резонанса 12:11) орбиты спутников оказывались неустойчивы.
 

...
http://arxiv.org/pdf/1308.4402.pdf
...

Статью не читал (глянул картинки и заключение), есть важный вопрос. Там близость к звезде учитывается? Это намного важнее чем близкие орбиты. Конечно, между орбитами аналогов Земли и Марса может быть напаковано несколько планет со спутниками. А вот ближе к звезде (что было бы как раз и актуально)...

Цитата: vika vorobyeva от 21 Авг 2013 [19:35:40]

Странно, у меня спектральный класс нормально отображается, в привычном виде.
А Вы в левой части страницы в форме Column controls галочку у пункта Spectral Type в меню Stellar Columns поставили?

Да, поставил. При экспорте таблицы спектральный класс тоже в виде числа получается. А у вас в виде строки, типа "G5 III"? С указанием класса светимости?

Я поставил галочки в Stellar Columns>Spectrtal Type  и уже там в Spectral Type (Value). Появились 2 колонки, просто K0V например, а где с приставкой Value, там 5.00.

Интересно, почему НАСА и ЕКА не хочет запустить аналог Кеплера. Ведь это самый успешный проект по экзопланетам. Доделать его только маленько, а основу оставить туже - сэкономить на разработке, сроках, оборудовании.
Хотелось бы в обновлённом Кеплере, чтобы доделали:
1) Приделали поворотный механизм к антенне, чтобы не надо было разворачивать аппарат для передачи данных (экономить топливо)
2) Поставили нормальные гироскопы и еще пару запасных, чтобы хватило на 20 лет наблюдений - можно было бы ловить аналоги Марса и даже планеты за орбитой Марса.

а сам телескоп, матрицу, приборы можно оставить прежней.