非常に低質量の星を周回する巨大な系外惑星が惑星形成モデルに挑戦

主星が太陽の0.12倍質量でも土星より重たいガス惑星を持てる。以下、機械翻訳。
タイトル：非常に低質量の星を周回する巨大な系外惑星が惑星形成モデルに挑戦

要約
低質量星の周りの太陽系外惑星の調査からの統計分析は、超地球と海王星の質量の惑星は、そのような星の周りのガスの巨人よりも頻繁であり、
惑星形成のコア付加理論。視覚的および近赤外スペクトル、非常に低質量の星GJ 3512の周りの偏心204日間の軌道にある最小質量0.46木星の質量の巨大惑星の発見を報告します。
モデルは、軌道の高い離心率が惑星惑星相互作用から説明される可能性が最も高いことを示しています。報告された惑星系は現在の形成理論に挑戦し、
惑星形成および進化モデルの降着および移動速度に対する厳しい制約。これは、円盤の不安定性が以前よりも惑星を形成する際により効率的である可能性を示しています。
思想。
一文要約
低質量星GJ 3512を周回することが発見された木星質量惑星は、ディスクの不安定性による形成のシナリオを支持します。
本文
これまでに約4000の太陽系外惑星が発見されましたが、低質量を周回しているのは約10％だけです　この星型が銀河で最も多数であるにもかかわらず、M war星。この
観察バイアスは、主に視覚でのM d星の固有のかすかな結果です　ほとんどの系外惑星の探索が行われた波長。に基づく統計的研究
半径速度および通過調査（1、2）、1 Mドワーフあたり1から2.5惑星の間の推定収量、
それらのほとんどは、地球と海王星の質量レジームにあります（3）。少数の木星質量の惑星だけが持っています
後期型の星を周回することがわかった（4、5）。これは、次のコア付加理論と一致しています。
惑星形成（6、7）。これは、そのような星の周りを回るガスジャイアントの数が少ないことを予測します。
ディスクの不安定性などの代替理論は、ガス巨大惑星の形成を説明するかもしれません
高質量の原始惑星系ディスク（8、9）。マイクロレンズ調査結果（10、11）は、ガス巨人
惑星はホスト星からの距離が遠いほど豊富である可能性があります。
速度調査の感度は低くなります。これは太陽系外惑星の形成と一致するでしょう
ガス巨大惑星の発生が雪線を超えて増加する可能性があることを示唆するシナリオ
（揮発性化合物が凝縮できる星からの距離）原始惑星の
ディスクですが、後期型の星の周りのディスクに十分な材料があり、生き残るかどうかはまだ明確ではありません
そのような巨大な惑星を形成するのに十分な長さ（6、12）。 CARMENES系外惑星調査（13）の目的
デュアルを使用してM d星の周りの太陽系外惑星を検索することにより、この未解決の質問に答えるために
可視および近赤外波長で動作するチャンネル高解像度分光器
範囲。調査の4年目に入ると、CARMENESは現在、存在する惑星を検出することができます
ホスト星の雪線を越えて、後期型のM d星に近い。したがって、
惑星の伴星の動径速度信号は大きく、軌道周期は短い　数百日）。
GJ 3512（LP 90-18）は、CARMENES調査に含まれる高固有運動後期型星です。
その基本特性を表1にまとめます。質量が約0.12 M！のM5.5主系列星として分類され、ガイアミッションは9.489pc（14）。の三角距離を提供します。
恒星の特性、つまり質量、半径、有効温度、光度、金属性、
のために開発された同じ手順を使用して分光観測から計算された
他のCARMENES調査の星（15）。このターゲットの最初の定期的な観測では、明確な
観測速度の増加を促した動径速度の傾向。過去に
2年で、周期的に大振幅の動径速度の完全なカバレッジを確保しました。
変調。図1は、視覚および近赤外から導出された動径速度曲線を示しています
CARMENES機器のチャンネル。ケプラーモデルは一致するパラメーターを提供します
両方の波長チャネルについて、変動が惑星と一致していることを確認します
解釈。同時適合により、最小質量0.463 !!。！の惑星が生成されます。 "＃
!!。！ ""木星
203.59日間の偏心（e = 0.4356±0.0042）軌道の質量。の残差
最適な適合性が追加の変動性について検査され、
データ、両方の波長チャネルでも表示されます。に2次多項式を追加する
ケプラー運動は、線形モデルに対する放射速度の適合を大幅に改善します。
これは、残留半径速度が秒の反射半径速度であることを示しています
期間が1400日より長いオブジェクト。そのため、最終的に2つの惑星を採用しました
データに最適なケプラーモデル。制約の少ない円軌道を想定し、
長周期信号（図1および16を参照）。データセットでは、それ以上の重要な信号は特定されていません。
表1に、最終適合のパラメーターと、軌道特性および惑星特性を示します。
GJ 3512 bの派生および候補GJ 3512 cの制約。不確実性は
標準のマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手順（17）を使用して計算し、
68％の信頼性間隔。
図1.動径速度データと残差の時系列。 （A）動径速度の時系列
CARMENESビジュアル（青丸）および近赤外線（赤四角）チャンネルで取得、
そして、最適なケプラー軌道モデル（黒い実線）。 （B）同じデータであり、後に適合する
内部惑星GJ 3512 b（RVb）の信号を除去し、長周期候補GJ 3512 c（RVc）の動径速度を示します。 （C）および（D）最適な2惑星間の残差
2つのCARMENESチャネルのモデルとデータ。 このモデルには2つのケプラー軌道が含まれており、より長い周期の軌道はP = 2100日で円形であると仮定され、最良の結果が得られます
尤度値。 黒い水平線はガイドラインであり、データには適合しません。 各パネルには異なる垂直スケールと水平軸は、重心ユリウス日（BJD）の観測時間です。 参照用に暦年が示されています。


図2. GJ 3512 bの既知の惑星質量と比較した最小惑星質量とホスト星質量
惑星系。 既知の太陽系外惑星のデータは、NASA系外惑星アーカイブから取得されます。 のみ
星と惑星の質量の不確実性が30％未満のシステムが表示されます（詳細については、図S4を参照してくださいすべての惑星系との比較）。 さまざまな太陽系外惑星の検出手法を以下に示します
ラベルが付けられ、GJ 3512 bはオレンジ色の星印で描かれています。 惑星の最小質量は半径方向の速度とタイミングによって検出された惑星の場合にプロットされます。 破線は、
ラベルの付いた異なるホストの星と惑星の質量比（q）、および水平一点鎖線　10M⊕に相当します。


図3重力不安定によるGJ 3512周辺の惑星形成。ガス巨大惑星
ディスクが十分に密である場合、ガスディスクの直接重力崩壊によって形成できます。
ここで、1 au（Σ）でのディスクの表面密度の関数として、形成の見通しを示します。
粘度パラメーター（α）。左側の白い領域では、ディスクは100auまで重力的に安定しています。
。カラースケールと白い輪郭は、木星の質量の最小フラグメント質量を示しています（30）、これは不安定領域の内縁に形成されます。右側の白い領域で、
降着率は非物理的に高い（33）。赤い線は、αの下限を示します。
重力の不安定性自体が乱流によって発生します。したがって、ほぼすべて現実的な表面密度と降着速度を備えた重力的に不安定なディスクが生成されます
GJ 3512惑星の質量範囲の断片。参考のために、最小質量ソーラー星雲の表面密度の値は約1700 g cm-2です（34）。