TOI-4641b: 高速回転するFスター明るい星(V=7.5)を周回する整列した暖かい木星
要約
急速に回転する F タイプを通過する暖かい木星である TOI-4641b の発見を報告します。
恒星の有効温度は 6560 K です。この惑星の半径は 0.73 𝑅Jup、質量は 3.87 𝑀Jup (3𝜎) より小さく、周期は 22.09 日です。 明るい星の周りを回っています
(V=7.5等) 半径と質量が1.73𝑅⊙と1.41𝑀⊙の円軌道上にあります。 追跡調査の地上測光はティエラ天文台を使用して行われました。 トランジットは2回ありました
ティリングハスト反射鏡エシェル分光器(TRES)でも観測され、この星が明らかになりました。
低い投影スピン軌道角を持つこと (𝜆=1.41±0.76◦)。 このような傾斜測定は、暖かい木星を持つ星は比較的少数であり、暖かい木星の形成に光を当てる可能性があります。
木星。 高温で高速回転する恒星を周回する既知の惑星の中で、TOI-4641b はその 1 つです。
徹底的に特徴づけられる最長周期惑星の一つ。 ホット周りのホットジュピターとは異なります
星々は位置がずれていることが多いですが、暖かい木星 TOI-4641b はよく揃った状態で見つかります。
軌道。 このパラメータ空間の将来の探査により、恒星惑星にもう 1 つの次元が追加される可能性があります。
ホットジュピターについて十分にサンプリングされた軌道傾斜度分布。
キーワード: 系外惑星 - 技術: 動径速度 - 技術: 分光学 - 技術:測光 - 方法: 観察
1 はじめに
多くのホットジュピターは、恒星から離れたところで少なくともいくつかの単位を形成し、内部に移動したと考えられています。
ダイナミックな相互作用。 考えられる移動メカニズムの 1 つは、高離心率の潮汐移動です。これにより、散逸潮汐相互作用により、ペリアストロンの通過ごとに軌道が徐々に円形になります。
ホストスターと共演（例：ラシオ＆フォード 1996）。 代わりに、
その場で形成されているか (例: Batygin 2012)、またはディスク駆動の経験がある
形成直後の移動（例：Lin et al. 1996）。 ガス巨大惑星
潮汐の影響が無視できる、やや長い周期の軌道では、
移住プロセスの研究に役立つ研究室を提供する
ホットジュピターを生成します (Dawson & Johnson 2018)。
スピン軌道角、軌道法線と軌道法線との間の角度。
主星の自転軸は、過去の力学の化石記録として機能します。
システムが経験するインタラクション。 特に暖かい木星は、
𝑎/𝑅★ > 10 および 𝑅𝑝 > 8 𝑅𝑒を持つ惑星は、次の機会を提供します。
主星の原始傾斜角を研究する (Albrecht et al.
2022) 惑星と星の潮汐相互作用を考慮する必要なし
それが軌道構造を変えた可能性がある。
熱い木星のスピン軌道の傾きには明らかな傾向が存在する
星の温度の関数としての分布 (例: Albrecht et al.
2012）。 観測された傾斜分布間の依存性より長い周期の惑星の恒星の温度は、次の理由によりあまり明確ではありません。
そのような観察をより困難にする観察バイアス。
低温の恒星 (𝑇eff < 6250 K) の近くにある巨大惑星は、通常、よく揃った軌道を持っていることが観察されています (Albrecht et al. 2022)。 で
対照的に、より遠くで冷たい星の周りを周回する巨大な惑星は、
𝑎/𝑅★ > 10 は、系と同様に、より広範囲のスピン軌道角を示します
WASP-8 (Queloz et al. 2010; Bourrier et al. 2017)、Kepler-420 など(Santerne et al. 2014)、および HD 80606 (Winn et al. 2009; Pont et al.
2009）。 惑星の傾斜角が近い場合、このような依存性が予想されます。
分布は惑星と星の潮汐相互作用によって強く形作られます。
初期型星の周囲の短周期木星惑星は、
軌道傾斜角の広い分布。 長周期惑星はほとんどない
熱い星の周りには、そのスピン軌道角度がマッピングされています。 ケプラー 448b は、初期型星の周りを回る唯一の木星の惑星です。
分光学的に測定されたスピン軌道角は、
整列した軌道 (Bourrier et al. 2015; Johnson et al. 2017)。
初期型恒星の周囲には十分に特徴付けられた長周期惑星が存在しないため、考えられている機構について有益な実験が不可能である。
惑星の軌道にずれを引き起こします。 放射エンベロープを持つ初期型の星は、惑星と星の潮汐相互作用が弱く、
原始時代の傾斜を探る機会を提供する
巨大惑星との関係。 惑星星の位置ずれを引き起こす各メカニズムには、それぞれ予想される軌道への依存関係があります。
距離。 原始惑星円盤の歪みは優先的に長くなる
周期惑星は軌道のずれで発見されている (Heller 1993; Wij nen et al. 2017)。 クラフトブレイクよりも熱い星の自転軸
(Kraft 1967) は、時間の経過とともにそれ自体が進化する可能性もあります。 初期型の放射対流境界で誘発される重力波不安定性
星は、その外側のエンベロープの回転軸の変化を引き起こす可能性があります。
時間 (Rogers et al. 2012)、広範囲のスピン軌道につながる
そのような星の周りの惑星のオブリクイット。 そのような不安定性はありません
惑星系に依存しているため、周期・スピン・軌道が存在しない
傾斜依存性が予想される必要があります。
この論文では、TOI 4641b の惑星確認を報告します。TOI 4641b は、地球とよく一致する 22 日の軌道上にある暖かい木星です。
急速に回転する F 星の赤道面。 セクション 2 では、
TESS とティエラス天文台からの測光データ、高解像度スペックル イメージング、および TRES 分光データについて説明します。
星の傾斜角を測定するための観測。 セクション 3 では、システムのグローバル モデリングとセクション 4 で恒星について説明します。
変動性。 セクション 5 の議論で終わります
図 1. TOI-4641 のセクターごとに正規化された TESS PDCSAP 光度曲線。 目的の星は5つのTESSセクターにわたって観測されました。 なぜなら、Sector-44 データセットは
1 つの通過の一部のみをカバーしているため、このデータセットは惑星特性のグローバル モデリングには含まれていませんでした。 顕著な星の変動が見られます
セクション 4 で説明したように、TESS 観測の各セクター。
図 2. 上: セクターからの 5 つのトランジットの位相折り畳まれた TESS ライト カーブ
18、42、43、および 58。グローバル モデリング分析からの最適なモデルは次のとおりです。
赤い線で示されています。 下: ティエラからの追跡観測
天文台、2022 年 12 月 17 日のUT の出口イベントをキャプチャ。
図 3. TOI-4641 の NESSI スペックルイメージングに基づくコントラスト曲線
562 nm (青い曲線) と 832 nm (赤い曲線) を中心とする 2 つのフィルター。 スペックル
画像解析は内部 1.2 に限定されていました。
「フル4.6×4.6」
視野。 星を中心としたスペックル再構成画像が挿入されています
図の上部にあります。 この高地ではTOI-4641の仲間は見つかりません
解像度画像観察
図 4. TRES ドップラー分光分析の結果。 カラー スケールは、スペクトル線プロファイルの部分的な変化を表します。 各プロットは惑星を示しています
平均回転プロファイルを差し引いた後の信号 (上)、最適モデル (中央)、惑星信号を差し引いた後の残差 (下)。 左：
2022 年 12 月 17 日のドップラー分光法による出口通過イベント。中央: 2023 年 1 月 8 日の完全な通過イベントからのドップラー分光法による観測
右: 2 つの TRES 通過観測から得られた複合ドップラー分光法。 垂直線は 𝑣 sin 𝑖 境界であり、水平線は
線は入力と出力のタイミングを示します。
図 5. SPC 品質フラグ決定ツリーが品質フラグを割り当てる - Excellent、
Good、Fair、Poor - SPC の既知の制限に基づいています。 品質
結果のフラグ信頼性は、恒星有効温度、回転を使用します。
速度、SNRe、および相互相関関数 (CCF) のピーク値は次のようになります。
品質指標。
図 6. ターゲット星 TOI-4641 のスペクトルエネルギー分布。 Gaia 𝐺、𝐵𝑝、𝑅𝑝、Tycho 𝐵、𝑉、2MASS 𝐽、𝐻、𝐾 𝑠 の素晴らしい曲が含まれています。
システムのグローバル モデリングであり、濃い青で表示されます。 マグニチュード
WISE の 𝑊1、𝑊2、𝑊3、𝑊4 は明るい灰色で表示されますが、含まれていません
モデルで。
図 7. TOI-4641 は、観測されたすべての期間にわたって 1 日の時間スケールの変動を示します
TESSセクター。 セクターごとの周波数スペクトルが左上に表示されます。
パネル。 TESS データセット全体の周波数スペクトルは、
底。 0.96 サイクル/日の周波数に折り畳まれたセクターごとの光度曲線、
右上のパネルに表示されます。 1 日あたり 0.96 周期のピークは、分光分析によると予想される星の自転周期と一致しています。
回転線の広がり速度。 変動はスポットによって引き起こされる変調であると解釈し、スポットの構成は長期間にわたって変化する可能性があります。
複数の月。
5 ディスカッション
TOI-4641 は、高速回転 (86.3+1.00−0.99km s−1）明るい (V=7.5)Fスター の周りを 22 日間公転する暖かい木星です。
。 軌道はほぼ円形で、離心率は 3𝜎 レベルで 0.074 未満に制限されています。
この目標は 5 つの TESS セクターで観測され、地上のティエラ天文台によって測光が追跡調査されて決定されました。
近くで食される連星が開口部を汚染するという誤検知シナリオを排除します。 さらに、WIYN 3.5m 望遠鏡のスペックル イメージャから高解像度画像を取得しましたが、半径 1.2 秒角の範囲には二次発生源は検出されませんでした。 TRES 𝑀Jup. また、2 晩の TRES 輸送中の分光観測も取得しました。
投影されたスピン軌道角 1.41±0.76◦ を測定するデータ。
TOI-4641b は、高温で高速回転する恒星に関して十分に特徴づけられている最長周期惑星の 1 つです (図 9)。
長周期惑星は、惑星系の原始的な位置ずれを引き起こすメカニズムのテストに役立ちます。 このような軌道距離では、星と惑星の潮汐相互作用は弱すぎて、
軌道傾斜角。
カオス的降着は、隣接する原始星の物質が相互作用したり到着したりする原始的なミスアラインメントの提案された方法の1つである
降着プロセス中のさまざまな時点で、潜在的に
原始星の円盤が星に対して傾く(Bate et al. 2010;ティーズら。 2011年; フィールディングら。 2015年; ベイト2018; クフマイヤーら。
2021）。 位置ずれのもう 1 つのメカニズムとして提案されているのは、磁気です。反る。 特に若い星では磁場のねじれが起こる
イオン化した円盤とその差動回転の間の線。
若いスターは位置ずれを引き起こす可能性があります (Foucart & Lai 2011; Lai 2012)。
このシナリオでは、ミスアライメント トルクが、付着、磁気ブレーキ、ディスク風などによる再アライメント トルクを克服する必要があります。
粘度。 恒星や惑星の伴星も、形成の原始段階で位置ずれを引き起こす可能性があります (Borderies et al.1984年。 ルボー＆オギルビー 2000; バティギン 2012; マツァコス＆ケーニグル2017）。 ロジャーズら。 (2012) 内部重力波は初期型星の放射対流境界で励起されると、表面層のスピン方向の変化を引き起こします。 の変更点
初期型星の自転軸も明らかな自転軌道につながるだろう
位置ずれ、温度傾斜の原因となる可能性がある
ホットジュピター集団に見られる勾配。
重要なのは、これらの提案されたメカニズムのほとんどには、
惑星-星を超えた主星の特性に強く依存する
潮汐相互作用。 に大きな違いが見られるべきではありません。
関数としてみた長周期木星惑星の傾斜度分布
恒星の質量の。 内部重力波は必要か (Rogers et al. 2012)
初期型星の自転軸の形成に主要な役割を果たしています。
その集団では軌道距離の傾向が観察されるはずです。
これらの予測をテストすることで、
初期型の恒星の周りを長周期で公転する惑星。 TOI-4641b は、急速に回転する初期型の惑星の周りにある 2 番目の木星サイズの惑星です。
ケプラー 448b のみが先行する星 (Bourrier et al. 2015; Johnson
他。 2017）。 どちらの惑星もよく整列した幾何学的配置で発見されているのに対し、初期型の星はより近い軌道を周回する巨大な惑星を持っている
ほぼ極性や極性 逆行軌道を含む幅広い傾斜を示す傾向があります。
図 8. 2 つの異なる絞りを使用した測光。観察された変動はターゲット上にある可能性が高く、近くの背景によって引き起こされたものではないことを示しています。
ソース。 上のパネルには、狭い 90 パーセンタイル (赤) と広い 50 パーセンタイルが表示されます。
パーセンタイル (青) 開口部。 下のパネルには 2 日間のセクションの例が表示されます
それぞれの光度曲線は周波数に差がなく、
開口サイズの関数として観察された光度曲線の振幅。
図 9. 傾斜角を測定した巨大惑星間の TOI-4641b。 上
𝑎/𝑅★の関数としての傾斜度。 Albrecht らから採用された値。 (2022年)
木星の人口を表すために 𝑅𝑝 > 8 𝑅𝑒 を持つ惑星のみを含みます。
色は主星の実効温度を表します。 TOI-4641b
星で表されます。 中 恒星に関する惑星のみを選択
𝑇eff > 6500 𝐾。 TOI-4641 は、特徴づけられた最も長い周期の惑星の 1 つです
初期型の星のこと。 下 クールな星に関する惑星の分布
𝑇eff < 6500 𝐾。
要約
急速に回転する F タイプを通過する暖かい木星である TOI-4641b の発見を報告します。
恒星の有効温度は 6560 K です。この惑星の半径は 0.73 𝑅Jup、質量は 3.87 𝑀Jup (3𝜎) より小さく、周期は 22.09 日です。 明るい星の周りを回っています
(V=7.5等) 半径と質量が1.73𝑅⊙と1.41𝑀⊙の円軌道上にあります。 追跡調査の地上測光はティエラ天文台を使用して行われました。 トランジットは2回ありました
ティリングハスト反射鏡エシェル分光器(TRES)でも観測され、この星が明らかになりました。
低い投影スピン軌道角を持つこと (𝜆=1.41±0.76◦)。 このような傾斜測定は、暖かい木星を持つ星は比較的少数であり、暖かい木星の形成に光を当てる可能性があります。
木星。 高温で高速回転する恒星を周回する既知の惑星の中で、TOI-4641b はその 1 つです。
徹底的に特徴づけられる最長周期惑星の一つ。 ホット周りのホットジュピターとは異なります
星々は位置がずれていることが多いですが、暖かい木星 TOI-4641b はよく揃った状態で見つかります。
軌道。 このパラメータ空間の将来の探査により、恒星惑星にもう 1 つの次元が追加される可能性があります。
ホットジュピターについて十分にサンプリングされた軌道傾斜度分布。
キーワード: 系外惑星 - 技術: 動径速度 - 技術: 分光学 - 技術:測光 - 方法: 観察
1 はじめに
多くのホットジュピターは、恒星から離れたところで少なくともいくつかの単位を形成し、内部に移動したと考えられています。
ダイナミックな相互作用。 考えられる移動メカニズムの 1 つは、高離心率の潮汐移動です。これにより、散逸潮汐相互作用により、ペリアストロンの通過ごとに軌道が徐々に円形になります。
ホストスターと共演（例：ラシオ＆フォード 1996）。 代わりに、
その場で形成されているか (例: Batygin 2012)、またはディスク駆動の経験がある
形成直後の移動（例：Lin et al. 1996）。 ガス巨大惑星
潮汐の影響が無視できる、やや長い周期の軌道では、
移住プロセスの研究に役立つ研究室を提供する
ホットジュピターを生成します (Dawson & Johnson 2018)。
スピン軌道角、軌道法線と軌道法線との間の角度。
主星の自転軸は、過去の力学の化石記録として機能します。
システムが経験するインタラクション。 特に暖かい木星は、
𝑎/𝑅★ > 10 および 𝑅𝑝 > 8 𝑅𝑒を持つ惑星は、次の機会を提供します。
主星の原始傾斜角を研究する (Albrecht et al.
2022) 惑星と星の潮汐相互作用を考慮する必要なし
それが軌道構造を変えた可能性がある。
熱い木星のスピン軌道の傾きには明らかな傾向が存在する
星の温度の関数としての分布 (例: Albrecht et al.
2012）。 観測された傾斜分布間の依存性より長い周期の惑星の恒星の温度は、次の理由によりあまり明確ではありません。
そのような観察をより困難にする観察バイアス。
低温の恒星 (𝑇eff < 6250 K) の近くにある巨大惑星は、通常、よく揃った軌道を持っていることが観察されています (Albrecht et al. 2022)。 で
対照的に、より遠くで冷たい星の周りを周回する巨大な惑星は、
𝑎/𝑅★ > 10 は、系と同様に、より広範囲のスピン軌道角を示します
WASP-8 (Queloz et al. 2010; Bourrier et al. 2017)、Kepler-420 など(Santerne et al. 2014)、および HD 80606 (Winn et al. 2009; Pont et al.
2009）。 惑星の傾斜角が近い場合、このような依存性が予想されます。
分布は惑星と星の潮汐相互作用によって強く形作られます。
初期型星の周囲の短周期木星惑星は、
軌道傾斜角の広い分布。 長周期惑星はほとんどない
熱い星の周りには、そのスピン軌道角度がマッピングされています。 ケプラー 448b は、初期型星の周りを回る唯一の木星の惑星です。
分光学的に測定されたスピン軌道角は、
整列した軌道 (Bourrier et al. 2015; Johnson et al. 2017)。
初期型恒星の周囲には十分に特徴付けられた長周期惑星が存在しないため、考えられている機構について有益な実験が不可能である。
惑星の軌道にずれを引き起こします。 放射エンベロープを持つ初期型の星は、惑星と星の潮汐相互作用が弱く、
原始時代の傾斜を探る機会を提供する
巨大惑星との関係。 惑星星の位置ずれを引き起こす各メカニズムには、それぞれ予想される軌道への依存関係があります。
距離。 原始惑星円盤の歪みは優先的に長くなる
周期惑星は軌道のずれで発見されている (Heller 1993; Wij nen et al. 2017)。 クラフトブレイクよりも熱い星の自転軸
(Kraft 1967) は、時間の経過とともにそれ自体が進化する可能性もあります。 初期型の放射対流境界で誘発される重力波不安定性
星は、その外側のエンベロープの回転軸の変化を引き起こす可能性があります。
時間 (Rogers et al. 2012)、広範囲のスピン軌道につながる
そのような星の周りの惑星のオブリクイット。 そのような不安定性はありません
惑星系に依存しているため、周期・スピン・軌道が存在しない
傾斜依存性が予想される必要があります。
この論文では、TOI 4641b の惑星確認を報告します。TOI 4641b は、地球とよく一致する 22 日の軌道上にある暖かい木星です。
急速に回転する F 星の赤道面。 セクション 2 では、
TESS とティエラス天文台からの測光データ、高解像度スペックル イメージング、および TRES 分光データについて説明します。
星の傾斜角を測定するための観測。 セクション 3 では、システムのグローバル モデリングとセクション 4 で恒星について説明します。
変動性。 セクション 5 の議論で終わります
図 1. TOI-4641 のセクターごとに正規化された TESS PDCSAP 光度曲線。 目的の星は5つのTESSセクターにわたって観測されました。 なぜなら、Sector-44 データセットは
1 つの通過の一部のみをカバーしているため、このデータセットは惑星特性のグローバル モデリングには含まれていませんでした。 顕著な星の変動が見られます
セクション 4 で説明したように、TESS 観測の各セクター。
図 2. 上: セクターからの 5 つのトランジットの位相折り畳まれた TESS ライト カーブ
18、42、43、および 58。グローバル モデリング分析からの最適なモデルは次のとおりです。
赤い線で示されています。 下: ティエラからの追跡観測
天文台、2022 年 12 月 17 日のUT の出口イベントをキャプチャ。
図 3. TOI-4641 の NESSI スペックルイメージングに基づくコントラスト曲線
562 nm (青い曲線) と 832 nm (赤い曲線) を中心とする 2 つのフィルター。 スペックル
画像解析は内部 1.2 に限定されていました。
「フル4.6×4.6」
視野。 星を中心としたスペックル再構成画像が挿入されています
図の上部にあります。 この高地ではTOI-4641の仲間は見つかりません
解像度画像観察
図 4. TRES ドップラー分光分析の結果。 カラー スケールは、スペクトル線プロファイルの部分的な変化を表します。 各プロットは惑星を示しています
平均回転プロファイルを差し引いた後の信号 (上)、最適モデル (中央)、惑星信号を差し引いた後の残差 (下)。 左：
2022 年 12 月 17 日のドップラー分光法による出口通過イベント。中央: 2023 年 1 月 8 日の完全な通過イベントからのドップラー分光法による観測
右: 2 つの TRES 通過観測から得られた複合ドップラー分光法。 垂直線は 𝑣 sin 𝑖 境界であり、水平線は
線は入力と出力のタイミングを示します。
図 5. SPC 品質フラグ決定ツリーが品質フラグを割り当てる - Excellent、
Good、Fair、Poor - SPC の既知の制限に基づいています。 品質
結果のフラグ信頼性は、恒星有効温度、回転を使用します。
速度、SNRe、および相互相関関数 (CCF) のピーク値は次のようになります。
品質指標。
図 6. ターゲット星 TOI-4641 のスペクトルエネルギー分布。 Gaia 𝐺、𝐵𝑝、𝑅𝑝、Tycho 𝐵、𝑉、2MASS 𝐽、𝐻、𝐾 𝑠 の素晴らしい曲が含まれています。
システムのグローバル モデリングであり、濃い青で表示されます。 マグニチュード
WISE の 𝑊1、𝑊2、𝑊3、𝑊4 は明るい灰色で表示されますが、含まれていません
モデルで。
図 7. TOI-4641 は、観測されたすべての期間にわたって 1 日の時間スケールの変動を示します
TESSセクター。 セクターごとの周波数スペクトルが左上に表示されます。
パネル。 TESS データセット全体の周波数スペクトルは、
底。 0.96 サイクル/日の周波数に折り畳まれたセクターごとの光度曲線、
右上のパネルに表示されます。 1 日あたり 0.96 周期のピークは、分光分析によると予想される星の自転周期と一致しています。
回転線の広がり速度。 変動はスポットによって引き起こされる変調であると解釈し、スポットの構成は長期間にわたって変化する可能性があります。
複数の月。
5 ディスカッション
TOI-4641 は、高速回転 (86.3+1.00−0.99km s−1）明るい (V=7.5)Fスター の周りを 22 日間公転する暖かい木星です。
。 軌道はほぼ円形で、離心率は 3𝜎 レベルで 0.074 未満に制限されています。
この目標は 5 つの TESS セクターで観測され、地上のティエラ天文台によって測光が追跡調査されて決定されました。
近くで食される連星が開口部を汚染するという誤検知シナリオを排除します。 さらに、WIYN 3.5m 望遠鏡のスペックル イメージャから高解像度画像を取得しましたが、半径 1.2 秒角の範囲には二次発生源は検出されませんでした。 TRES 𝑀Jup. また、2 晩の TRES 輸送中の分光観測も取得しました。
投影されたスピン軌道角 1.41±0.76◦ を測定するデータ。
TOI-4641b は、高温で高速回転する恒星に関して十分に特徴づけられている最長周期惑星の 1 つです (図 9)。
長周期惑星は、惑星系の原始的な位置ずれを引き起こすメカニズムのテストに役立ちます。 このような軌道距離では、星と惑星の潮汐相互作用は弱すぎて、
軌道傾斜角。
カオス的降着は、隣接する原始星の物質が相互作用したり到着したりする原始的なミスアラインメントの提案された方法の1つである
降着プロセス中のさまざまな時点で、潜在的に
原始星の円盤が星に対して傾く(Bate et al. 2010;ティーズら。 2011年; フィールディングら。 2015年; ベイト2018; クフマイヤーら。
2021）。 位置ずれのもう 1 つのメカニズムとして提案されているのは、磁気です。反る。 特に若い星では磁場のねじれが起こる
イオン化した円盤とその差動回転の間の線。
若いスターは位置ずれを引き起こす可能性があります (Foucart & Lai 2011; Lai 2012)。
このシナリオでは、ミスアライメント トルクが、付着、磁気ブレーキ、ディスク風などによる再アライメント トルクを克服する必要があります。
粘度。 恒星や惑星の伴星も、形成の原始段階で位置ずれを引き起こす可能性があります (Borderies et al.1984年。 ルボー＆オギルビー 2000; バティギン 2012; マツァコス＆ケーニグル2017）。 ロジャーズら。 (2012) 内部重力波は初期型星の放射対流境界で励起されると、表面層のスピン方向の変化を引き起こします。 の変更点
初期型星の自転軸も明らかな自転軌道につながるだろう
位置ずれ、温度傾斜の原因となる可能性がある
ホットジュピター集団に見られる勾配。
重要なのは、これらの提案されたメカニズムのほとんどには、
惑星-星を超えた主星の特性に強く依存する
潮汐相互作用。 に大きな違いが見られるべきではありません。
関数としてみた長周期木星惑星の傾斜度分布
恒星の質量の。 内部重力波は必要か (Rogers et al. 2012)
初期型星の自転軸の形成に主要な役割を果たしています。
その集団では軌道距離の傾向が観察されるはずです。
これらの予測をテストすることで、
初期型の恒星の周りを長周期で公転する惑星。 TOI-4641b は、急速に回転する初期型の惑星の周りにある 2 番目の木星サイズの惑星です。
ケプラー 448b のみが先行する星 (Bourrier et al. 2015; Johnson
他。 2017）。 どちらの惑星もよく整列した幾何学的配置で発見されているのに対し、初期型の星はより近い軌道を周回する巨大な惑星を持っている
ほぼ極性や極性 逆行軌道を含む幅広い傾斜を示す傾向があります。
図 8. 2 つの異なる絞りを使用した測光。観察された変動はターゲット上にある可能性が高く、近くの背景によって引き起こされたものではないことを示しています。
ソース。 上のパネルには、狭い 90 パーセンタイル (赤) と広い 50 パーセンタイルが表示されます。
パーセンタイル (青) 開口部。 下のパネルには 2 日間のセクションの例が表示されます
それぞれの光度曲線は周波数に差がなく、
開口サイズの関数として観察された光度曲線の振幅。
図 9. 傾斜角を測定した巨大惑星間の TOI-4641b。 上
𝑎/𝑅★の関数としての傾斜度。 Albrecht らから採用された値。 (2022年)
木星の人口を表すために 𝑅𝑝 > 8 𝑅𝑒 を持つ惑星のみを含みます。
色は主星の実効温度を表します。 TOI-4641b
星で表されます。 中 恒星に関する惑星のみを選択
𝑇eff > 6500 𝐾。 TOI-4641 は、特徴づけられた最も長い周期の惑星の 1 つです
初期型の星のこと。 下 クールな星に関する惑星の分布
𝑇eff < 6500 𝐾。
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