TESSはトランジット系外惑星探査衛星の名称の様に明るい恒星の減光を検出して系外惑星を見付けるのが仕事なのですが、記録しているデータは恒星の明るさなので増光している場合も有り。それは重力マイクロレンズ現象の場合も有るという主張。以下、機械翻訳。
TESS 自由浮遊惑星はどれほど珍しいのでしょうか?
要約
最近、国本ら。 トランジット系外惑星探査衛星 (TESS) の短命信号が存在すると主張
セクター 61 データベースは、地球質量自由浮遊惑星 (FFP) レンズによるマイクロレンズ現象によって引き起こされました。
この研究では、詳細なソースを考慮して、マイクロレンズ FFP を検出する TESS の能力を調査します。
情報（距離や半径など）、TESS の測光精度、および有限光源効果。 の使用
銀河バルジに向けたマイクロレンズ調査からの FFP 質量関数、我々はわずか 0.0018 のマイクロレンズであることを発見しました。
TESS セクター 61 では、惑星の質量範囲全体にわたってイベントが検出されると予想されています。 報告された信号
本物のマイクロレンズ現象である可能性は低く、これは長期にわたる OGLE の証拠と一致しています。
データは、信号が恒星のフレアによるものである可能性が高いことを示しています。 T = 16 までのより暗い星に結果を外挿することにより
mag を検索し、可能な最適化された検索アルゴリズムを採用すると、〜 1 つの FFP イベントのみが検出できることがわかります。
最初の 7 年間で TESS ミッション全体を完了します。 FFP に対する理解は依然として大幅に改善されている
には、数千の FFP を検出できる Roman や Earth 2.0 などの将来の衛星ミッションが必要です。
1. はじめに
深層高解像度イメージングでは、木星質量の浮遊惑星 (FFP)、たとえば木星質量連星天体 (JuMBO、ピアソン、マコーリアン) を見つけることができますが、
2023)、重力マイクロレンズ技術 (アインシュタイン)
1936年。 Paczynski ´ 1986) は、探索できる唯一の方法です。
惑星質量範囲全体の FFP。 によって制限されていますが、
データと少数の統計の体系化、Sumi
他。 (2011) マイクロレンズによって観察された 474 のマイクロレンズ イベントを研究することにより、マイクロレンズ FFP の分野を開拓しました。
Observations in Astrophysics (MOA、Sako et al. 2008) グループ
そして、星ごとに約2つの木星質量FFPを主張しました。 大きい
木星質量 FFP の集団は後に除外されました。
光学重力レンズ実験 (OGLE、Udalski et al. 2015; Mroz et al. ´ 2017)、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク (KMTNet、Kim et al. 2017) からのより大きなサンプル。
2016年; グールドら。 2022）、および MOA グループ自体（Koshimoto et al. 2023、Sumi et al. 2023）。 それでも、大きいほど、
サンプルでは、アインシュタインの非常に短い時間スケール (tE < 0.5 日) で数十のイベントが見つかり、そのうち 8 件が発生しました (Mroz et al. '2018、2019、2020a、b; キムら。 2021年; リュウら。 2021年; 越アインシュタイン角半径を持ち、
θE = 4.946√DS/DL− 1×（ML/M⊕）^1/2 (DS/kpc)^− 1/2μas、(1)
アインシュタイン砂漠の下 (9 µas < θE < 26 µas、グールド他。 2022年）。 ここで、DS と DL は光源とレンズの距離、ML はレンズの質量です。 このようにしてこれらの出来事は、
おそらく火星の質量から火星までの質量を持つ FFP によって引き起こされる
海王星の質量、その質量関数の 2 つの研究につながる
FFP (Gould et al. 2022、Sumi et al. 2023)。
マイクロレンズ FFP イベントの継続時間は短い (すなわち、≲ 1 日)、有限源 (FS) 効果を考慮しても (グールド
1994年; ウィットとマオ 1994; ネミロフ & ウィクラマシンゲ 1994)
巨大な発生源とマイクロレンズの事象速度によって引き起こされる
FFP は低く、Γ ≲ 10^−8 yr^−1 星^−1
。 さらに、
マイクロレンズ効果は予測不可能であり、再現性もありません。
したがって、高ケイデンス（例 ≥ 1 hr^−1）
）広域調査
が必要です。 OGLE、MOA、KMTNet、PRimefocus 赤外線マイクロレンズ実験 (PRIME、近藤)
他。 2023) は、銀河バルジに向けて高頻度の大面積マイクロレンズ調査を実施していますが、
天気、月、日周期と年周期を考慮すると、これらの調査による FFP の検出効率は依然として低く、
〜年に1回のイベント。
宇宙望遠鏡による高頻度の大面積調査は、地上での困難を克服できます。 FFP の検出は、ナンシー グレース ローマン宇宙望遠鏡 (Roman、元 WFIRST、Spergel et al. 2015; Penny et al. 2019; Johnson et al. 2020) と Earth 2.0 ミッション (Ge et al.) の両方の主要な科学的目的の 1 つです。 .2022)、
そして彼らは O(10^3）FFP（Sumi et al. 2023）。 で
さらに、中国の宇宙ステーション望遠鏡 (CSST、ヤン)
& Zhu 2022) および Euclid 衛星 (Bachelet et al. 2022)
FFP の検出と質量測定を改善できる
衛星マイクロレンズ視差から (Refsdal 1966; Gould1994年、1995年）。
最近、国本ら。 (2024) 検出を主張
セクター 61 (以下 S61) を使用した TIC107150013 源星での地球質量マイクロレンズ FFP イベントの様子
トランジット系外惑星探査衛星 (TESS、リッカーら。 2015)、ただし、OGLE を使用したその後の作品
データは、短命の信号が原因である可能性が高いことを示唆しています。
恒星フレア (Mroz 2024)。 この検出と
TESS 収率の大まかな推定、Kunimoto et al. (2024年)
また、TESS には重要な機会があると主張した。
地上および地下集団による FFP についての理解が深まります。 本稿ではTESSの能力を推定する
マイクロレンズ FFP を検出し、真正性を評価する
その検出を考慮して
詳細な光源情報 (距離や半径など)、TESS の測光精度、および FS 効果。これらは、
国本ら。 （2024年）。
論文は以下のような構成となっている。 セクション 2 では、TESS の検出効率を推定するための方法論と、使用した銀河モデルを紹介します。 その結果、
FFP の TESS 期待収率はセクション 3 に示されています。
最後に、推定値に起こり得る誤差について説明します。
TESS FFP 検索の可能な最適化についてはセクション 4 で説明します。
図 1. TESS セクターの予想される浮遊惑星の利回り
空領域のビンに 61 個。 ビンのサイズはΔR.A.です。 = Δ12 月 = 1◦
。
セクター 61 全体の積分により、NFFP,S61 = 1.81 × 10^−3が得られます。
。 破線は銀河面を表します。 「⋆」記号は、Kunimoto et al. によって報告された候補事象である TIC-107150013 を示しています。 （2024年）。
図 2. マスビン内の TESS セクター 61 の予想される浮遊惑星の収量。 各質量ビンは質量の 1 dex を表します。 の
各ビンの予想される数は、各バーの上部にラベルが付けられています。 すべての質量ビンを合計すると、NFFP,S61 = 1.81 × 10^−3 が得られます。
。 スミらによる浮遊惑星の質量関数。 (2023) が採用されます。
図 3. ソース距離と恒星半径のビンにおける TESS セクター 61 の予想される浮遊惑星の生成量。 ビンのサイズは、
∆DS = 0.1 kpc および ∆ log[RS/R⊙] = 0.1。 黒の破線
線は星の角半径 θ∗ の等高線です。
図 4. TESS セクターの予想される浮遊惑星の利回り
提案された新しい値を使用したソースのマグニチュードの関数としての 61
戦略。 影付きの領域は予想される収量をプロットし、赤色の領域は
破線は、その対数への二次近似です (式 12 を参照)。
4。討議
4.1. 収量の考えられる誤差
私たちの計算には、潜在的にバイアスや不確実性を引き起こす可能性のある特定の仮定が含まれています。 以下でこれらについて説明します
別々に。
TESS 入力カタログ (TIC) には、S61 の 92,437 個の星の距離および/または半径の情報がありません。 これらを除外しました
計算では星を付けており、FFP に対する感度はゼロであると仮定しています
イベント。 代わりに平均感度を割り当てると、
期待総利回りは 7% しか増加せず、この文書の全体的な結論は変わりません。
セクション 2 では、レンズと源星の両方の速度分布に簡略化されたモデルを採用しました。 彼らはいた
ランダムな方向で一定の速度を持つと仮定されます
一方、銀河の回転と非等方性の速度分散は無視されました。 ただし、速度値は
V = 55 km/s を採用しますが、これはローカル速度よりも高いです
分散〜50 km/s (Gaia Collaboration et al. 2018)。 これ
仮定すると、⟨μ⟩ の値が大きくなります。 これより高い⟨μ⟩
銀河の回転の影響を効果的に模倣できる可能性がある
非等方性速度分散。 したがって、最終的な
結果はこの仮定の影響を受けません。
ブレンディング (TIC ではフラックス汚染とも呼ばれます)、
観測では複数の星が単一の光源として現れますが、倍率を見積もる際には考慮されていませんでした。
しきい値 (式 6)。 TESS の大きなピクセル サイズを考慮すると、約 21 インチです、
混合が重要になる可能性があります。 ただし、現在の探索はより明るい光源 (TESS 等級 < 13.5) のみを対象としています。
あまり影響を受けないかもしれません。 TIC の星のサブセット内の磁束汚染パラメータが提供されます
Stassun et al. （2018年、2019年）。 次を使用して仮説をテストします。
TIC のこれらの星 (130 万のうち 〜 1/3) を見つけてください。
期待収量が 〜 20% 減少します。 したがって、TESS S61 は FFP の検出には不十分であるという定性的な結果が得られます。
大きく変わっていない。 今後、より暗いソースを検索する場合は、ブレンディングを組み込んだ、より包括的な感度分析が必要になります。
4.2. 将来の TESS FFP 検索の最適化
セクション 3.2 では、TESS の主要ミッションのような観測モードは、他の観測モードと比較して FFP に対してより敏感であることがわかります。
他のフェーズと一緒に。 これは、検索が行われたためです。
Kunimoto et al.で採用されているアルゴリズム。 (2024) には 5 以上が必要です
データ ポイントが SNR しきい値 10 を超えているため、
ケイデンスが十分であれば、積分時間が長いほど感度が高くなります。 したがって、S61 では、より効果的な可能性があります。
戦略では、より低いポイントごとの SNR しきい値を使用しますが、必要なポイント数を増やします (たとえば、SNR > 5)。
Npt > 20. 修正された戦略は元の戦略と同じです
χ^2 に関して 1。 期待されるFFP利回りを計算します。
この提案された戦略を使用して S61 を実行すると、
総検出数 1.81 × 10^−3 ～ 3.16×10^−3。
この改善は若干過大評価されている可能性があることに注意してください
相関のある (赤色) ノイズは無視されるためです。 それでも、その考えは、
それは、検索戦略をさらに最適化できるということです。
各観察フェーズ。
さらに、図 4 に示すように、期待される検出は
数字は暗い端に向かって増加します。 これは次のことを示しています
探索をより暗い星まで拡張できれば、より多くの FFP イベントが発生する
検出できた。 TESS の二次関数が次のとおりであることがわかります。
mag T は対数の期待値によく適合します。
dNFFP、S61 / dT ∝ 10^1.2065T −0.0359T^2 。 (12)
したがって、関数を T = 16 まで拡張し、積分します。
規模の範囲にわたって、収量を大まかに見積もる
より暗い星。 期待される収量は係数によって増加します
現在の明るい星の探索と比較した NFFP,S61(T < 16)/NFFP,S61(T < 13.5) ≈ 4.2。
新戦略による改善と合わせて、
最初の 7 年間の TESS ミッション全体の収量を推定します。
見つけて
NFFP、7 年 (T < 16) ≈ 1.5。 (13)
ただし、これは上限である必要があります。
暗い星は混合効果を考慮する必要がありますが、それは考慮されません。
上記の見積もりには含まれております。
結論として、現在の FFP 検索戦略は以下に適用されます。
TESS セクター 61 の収益は 〜 1.81 × 10^−3 のみと予想されます
検出。 最適化の余地はまだあります
探索戦略とより暗いターゲットの探査。 後
これらの考えられる改善を適用すると、TESS データベース全体で 〜 1 件の FFP 検出のみが予想されるため、TESS
マイクロレンズ FFP を見つけるのは依然として非効率的です。 これは、将来の宇宙ベースの FFP 調査の必要性を強調しています。
計画されている Roman および Earth 2.0 として、
O(10^3 を検出) FFP イベントを利用して、FFP についての理解を大幅に向上させます。
このペーパーで使用されているすべての TESS 入力カタログ データは、
MAST で見つかりました: 10.17909/fwdt-2x66。
H.Y.、W.Z.、TG.、R.K.、S.M. ～によるサポートを承認する
中国国家自然科学財団（助成金）
第12133005号）。 W.Z. からのサポートを認めます
ハーバード・スミソニアン天体物理学センター
CfAフェローシップ。 著者らは清華社を認めている
清華大学の天体物理学ハイパフォーマンス コンピューティング プラットフォーム。この論文で報告する研究結果に貢献した計算リソースとデータ ストレージ リソースを提供します。
TESS 自由浮遊惑星はどれほど珍しいのでしょうか?
要約
最近、国本ら。 トランジット系外惑星探査衛星 (TESS) の短命信号が存在すると主張
セクター 61 データベースは、地球質量自由浮遊惑星 (FFP) レンズによるマイクロレンズ現象によって引き起こされました。
この研究では、詳細なソースを考慮して、マイクロレンズ FFP を検出する TESS の能力を調査します。
情報（距離や半径など）、TESS の測光精度、および有限光源効果。 の使用
銀河バルジに向けたマイクロレンズ調査からの FFP 質量関数、我々はわずか 0.0018 のマイクロレンズであることを発見しました。
TESS セクター 61 では、惑星の質量範囲全体にわたってイベントが検出されると予想されています。 報告された信号
本物のマイクロレンズ現象である可能性は低く、これは長期にわたる OGLE の証拠と一致しています。
データは、信号が恒星のフレアによるものである可能性が高いことを示しています。 T = 16 までのより暗い星に結果を外挿することにより
mag を検索し、可能な最適化された検索アルゴリズムを採用すると、〜 1 つの FFP イベントのみが検出できることがわかります。
最初の 7 年間で TESS ミッション全体を完了します。 FFP に対する理解は依然として大幅に改善されている
には、数千の FFP を検出できる Roman や Earth 2.0 などの将来の衛星ミッションが必要です。
1. はじめに
深層高解像度イメージングでは、木星質量の浮遊惑星 (FFP)、たとえば木星質量連星天体 (JuMBO、ピアソン、マコーリアン) を見つけることができますが、
2023)、重力マイクロレンズ技術 (アインシュタイン)
1936年。 Paczynski ´ 1986) は、探索できる唯一の方法です。
惑星質量範囲全体の FFP。 によって制限されていますが、
データと少数の統計の体系化、Sumi
他。 (2011) マイクロレンズによって観察された 474 のマイクロレンズ イベントを研究することにより、マイクロレンズ FFP の分野を開拓しました。
Observations in Astrophysics (MOA、Sako et al. 2008) グループ
そして、星ごとに約2つの木星質量FFPを主張しました。 大きい
木星質量 FFP の集団は後に除外されました。
光学重力レンズ実験 (OGLE、Udalski et al. 2015; Mroz et al. ´ 2017)、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク (KMTNet、Kim et al. 2017) からのより大きなサンプル。
2016年; グールドら。 2022）、および MOA グループ自体（Koshimoto et al. 2023、Sumi et al. 2023）。 それでも、大きいほど、
サンプルでは、アインシュタインの非常に短い時間スケール (tE < 0.5 日) で数十のイベントが見つかり、そのうち 8 件が発生しました (Mroz et al. '2018、2019、2020a、b; キムら。 2021年; リュウら。 2021年; 越アインシュタイン角半径を持ち、
θE = 4.946√DS/DL− 1×（ML/M⊕）^1/2 (DS/kpc)^− 1/2μas、(1)
アインシュタイン砂漠の下 (9 µas < θE < 26 µas、グールド他。 2022年）。 ここで、DS と DL は光源とレンズの距離、ML はレンズの質量です。 このようにしてこれらの出来事は、
おそらく火星の質量から火星までの質量を持つ FFP によって引き起こされる
海王星の質量、その質量関数の 2 つの研究につながる
FFP (Gould et al. 2022、Sumi et al. 2023)。
マイクロレンズ FFP イベントの継続時間は短い (すなわち、≲ 1 日)、有限源 (FS) 効果を考慮しても (グールド
1994年; ウィットとマオ 1994; ネミロフ & ウィクラマシンゲ 1994)
巨大な発生源とマイクロレンズの事象速度によって引き起こされる
FFP は低く、Γ ≲ 10^−8 yr^−1 星^−1
。 さらに、
マイクロレンズ効果は予測不可能であり、再現性もありません。
したがって、高ケイデンス（例 ≥ 1 hr^−1）
）広域調査
が必要です。 OGLE、MOA、KMTNet、PRimefocus 赤外線マイクロレンズ実験 (PRIME、近藤)
他。 2023) は、銀河バルジに向けて高頻度の大面積マイクロレンズ調査を実施していますが、
天気、月、日周期と年周期を考慮すると、これらの調査による FFP の検出効率は依然として低く、
〜年に1回のイベント。
宇宙望遠鏡による高頻度の大面積調査は、地上での困難を克服できます。 FFP の検出は、ナンシー グレース ローマン宇宙望遠鏡 (Roman、元 WFIRST、Spergel et al. 2015; Penny et al. 2019; Johnson et al. 2020) と Earth 2.0 ミッション (Ge et al.) の両方の主要な科学的目的の 1 つです。 .2022)、
そして彼らは O(10^3）FFP（Sumi et al. 2023）。 で
さらに、中国の宇宙ステーション望遠鏡 (CSST、ヤン)
& Zhu 2022) および Euclid 衛星 (Bachelet et al. 2022)
FFP の検出と質量測定を改善できる
衛星マイクロレンズ視差から (Refsdal 1966; Gould1994年、1995年）。
最近、国本ら。 (2024) 検出を主張
セクター 61 (以下 S61) を使用した TIC107150013 源星での地球質量マイクロレンズ FFP イベントの様子
トランジット系外惑星探査衛星 (TESS、リッカーら。 2015)、ただし、OGLE を使用したその後の作品
データは、短命の信号が原因である可能性が高いことを示唆しています。
恒星フレア (Mroz 2024)。 この検出と
TESS 収率の大まかな推定、Kunimoto et al. (2024年)
また、TESS には重要な機会があると主張した。
地上および地下集団による FFP についての理解が深まります。 本稿ではTESSの能力を推定する
マイクロレンズ FFP を検出し、真正性を評価する
その検出を考慮して
詳細な光源情報 (距離や半径など)、TESS の測光精度、および FS 効果。これらは、
国本ら。 （2024年）。
論文は以下のような構成となっている。 セクション 2 では、TESS の検出効率を推定するための方法論と、使用した銀河モデルを紹介します。 その結果、
FFP の TESS 期待収率はセクション 3 に示されています。
最後に、推定値に起こり得る誤差について説明します。
TESS FFP 検索の可能な最適化についてはセクション 4 で説明します。
図 1. TESS セクターの予想される浮遊惑星の利回り
空領域のビンに 61 個。 ビンのサイズはΔR.A.です。 = Δ12 月 = 1◦
。
セクター 61 全体の積分により、NFFP,S61 = 1.81 × 10^−3が得られます。
。 破線は銀河面を表します。 「⋆」記号は、Kunimoto et al. によって報告された候補事象である TIC-107150013 を示しています。 （2024年）。
図 2. マスビン内の TESS セクター 61 の予想される浮遊惑星の収量。 各質量ビンは質量の 1 dex を表します。 の
各ビンの予想される数は、各バーの上部にラベルが付けられています。 すべての質量ビンを合計すると、NFFP,S61 = 1.81 × 10^−3 が得られます。
。 スミらによる浮遊惑星の質量関数。 (2023) が採用されます。
図 3. ソース距離と恒星半径のビンにおける TESS セクター 61 の予想される浮遊惑星の生成量。 ビンのサイズは、
∆DS = 0.1 kpc および ∆ log[RS/R⊙] = 0.1。 黒の破線
線は星の角半径 θ∗ の等高線です。
図 4. TESS セクターの予想される浮遊惑星の利回り
提案された新しい値を使用したソースのマグニチュードの関数としての 61
戦略。 影付きの領域は予想される収量をプロットし、赤色の領域は
破線は、その対数への二次近似です (式 12 を参照)。
4。討議
4.1. 収量の考えられる誤差
私たちの計算には、潜在的にバイアスや不確実性を引き起こす可能性のある特定の仮定が含まれています。 以下でこれらについて説明します
別々に。
TESS 入力カタログ (TIC) には、S61 の 92,437 個の星の距離および/または半径の情報がありません。 これらを除外しました
計算では星を付けており、FFP に対する感度はゼロであると仮定しています
イベント。 代わりに平均感度を割り当てると、
期待総利回りは 7% しか増加せず、この文書の全体的な結論は変わりません。
セクション 2 では、レンズと源星の両方の速度分布に簡略化されたモデルを採用しました。 彼らはいた
ランダムな方向で一定の速度を持つと仮定されます
一方、銀河の回転と非等方性の速度分散は無視されました。 ただし、速度値は
V = 55 km/s を採用しますが、これはローカル速度よりも高いです
分散〜50 km/s (Gaia Collaboration et al. 2018)。 これ
仮定すると、⟨μ⟩ の値が大きくなります。 これより高い⟨μ⟩
銀河の回転の影響を効果的に模倣できる可能性がある
非等方性速度分散。 したがって、最終的な
結果はこの仮定の影響を受けません。
ブレンディング (TIC ではフラックス汚染とも呼ばれます)、
観測では複数の星が単一の光源として現れますが、倍率を見積もる際には考慮されていませんでした。
しきい値 (式 6)。 TESS の大きなピクセル サイズを考慮すると、約 21 インチです、
混合が重要になる可能性があります。 ただし、現在の探索はより明るい光源 (TESS 等級 < 13.5) のみを対象としています。
あまり影響を受けないかもしれません。 TIC の星のサブセット内の磁束汚染パラメータが提供されます
Stassun et al. （2018年、2019年）。 次を使用して仮説をテストします。
TIC のこれらの星 (130 万のうち 〜 1/3) を見つけてください。
期待収量が 〜 20% 減少します。 したがって、TESS S61 は FFP の検出には不十分であるという定性的な結果が得られます。
大きく変わっていない。 今後、より暗いソースを検索する場合は、ブレンディングを組み込んだ、より包括的な感度分析が必要になります。
4.2. 将来の TESS FFP 検索の最適化
セクション 3.2 では、TESS の主要ミッションのような観測モードは、他の観測モードと比較して FFP に対してより敏感であることがわかります。
他のフェーズと一緒に。 これは、検索が行われたためです。
Kunimoto et al.で採用されているアルゴリズム。 (2024) には 5 以上が必要です
データ ポイントが SNR しきい値 10 を超えているため、
ケイデンスが十分であれば、積分時間が長いほど感度が高くなります。 したがって、S61 では、より効果的な可能性があります。
戦略では、より低いポイントごとの SNR しきい値を使用しますが、必要なポイント数を増やします (たとえば、SNR > 5)。
Npt > 20. 修正された戦略は元の戦略と同じです
χ^2 に関して 1。 期待されるFFP利回りを計算します。
この提案された戦略を使用して S61 を実行すると、
総検出数 1.81 × 10^−3 ～ 3.16×10^−3。
この改善は若干過大評価されている可能性があることに注意してください
相関のある (赤色) ノイズは無視されるためです。 それでも、その考えは、
それは、検索戦略をさらに最適化できるということです。
各観察フェーズ。
さらに、図 4 に示すように、期待される検出は
数字は暗い端に向かって増加します。 これは次のことを示しています
探索をより暗い星まで拡張できれば、より多くの FFP イベントが発生する
検出できた。 TESS の二次関数が次のとおりであることがわかります。
mag T は対数の期待値によく適合します。
dNFFP、S61 / dT ∝ 10^1.2065T −0.0359T^2 。 (12)
したがって、関数を T = 16 まで拡張し、積分します。
規模の範囲にわたって、収量を大まかに見積もる
より暗い星。 期待される収量は係数によって増加します
現在の明るい星の探索と比較した NFFP,S61(T < 16)/NFFP,S61(T < 13.5) ≈ 4.2。
新戦略による改善と合わせて、
最初の 7 年間の TESS ミッション全体の収量を推定します。
見つけて
NFFP、7 年 (T < 16) ≈ 1.5。 (13)
ただし、これは上限である必要があります。
暗い星は混合効果を考慮する必要がありますが、それは考慮されません。
上記の見積もりには含まれております。
結論として、現在の FFP 検索戦略は以下に適用されます。
TESS セクター 61 の収益は 〜 1.81 × 10^−3 のみと予想されます
検出。 最適化の余地はまだあります
探索戦略とより暗いターゲットの探査。 後
これらの考えられる改善を適用すると、TESS データベース全体で 〜 1 件の FFP 検出のみが予想されるため、TESS
マイクロレンズ FFP を見つけるのは依然として非効率的です。 これは、将来の宇宙ベースの FFP 調査の必要性を強調しています。
計画されている Roman および Earth 2.0 として、
O(10^3 を検出) FFP イベントを利用して、FFP についての理解を大幅に向上させます。
このペーパーで使用されているすべての TESS 入力カタログ データは、
MAST で見つかりました: 10.17909/fwdt-2x66。
H.Y.、W.Z.、TG.、R.K.、S.M. ～によるサポートを承認する
中国国家自然科学財団（助成金）
第12133005号）。 W.Z. からのサポートを認めます
ハーバード・スミソニアン天体物理学センター
CfAフェローシップ。 著者らは清華社を認めている
清華大学の天体物理学ハイパフォーマンス コンピューティング プラットフォーム。この論文で報告する研究結果に貢献した計算リソースとデータ ストレージ リソースを提供します。
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