SOPHIEは（恒星内部および系外惑星の現象を観測するための分光器のフランス語頭文字）フランス プロバンスに設置された高分解能エシェル分光器。天体の光は1.93メートル望遠鏡のカセグレン焦点から、光ファイバーを通じて導入する。ファイバーは2つのセットのうち片方を選択する方式で、これにより波長分解能の異なる2つのモード（HRとHEモード）を使い分けることができる。以下、機械翻訳。
ソフィーは北方系外惑星を探索します - XIX。 HD88986システムV = 6.5 星を通過する可能性のある冷たい海王星亜星を含む
要約
公転周期が40日を超えるトランジット惑星は、これまでに発見された5000個以上の惑星の中で極めて稀である。 この発見の欠如
人口は、惑星の人口統計、形成、進化の研究に課題をもたらします。 ここでは、検出と特性評価を紹介します。
HD88986 b は、通過する可能性のある亜海王星であり、既知の通過小惑星の中で最も長い公転周期 (< 4 R⊕) を持ち、
精密質量測定 (σM/M > 25%)。 さらに、HD88986 の周囲のより広い軌道に巨大な伴星の存在を確認しました。
この発見を検証するために、私たちは25年以上にわたる広範な動径速度 (RV) 測定 (441 個の SOPHIE データ ポイント、31 個の SOPHIE データ ポイント) を組み合わせて使用しました。
ELODIE データ ポイント、および 34 HIRES データ ポイント）、Gaia DR3 データ、自動光電望遠鏡による 21 年間の測光観測
(APT)、TESS データの 2 つのセクター、およびCHEOPSの7日間の観測。 私たちの分析により、HD88986b は 2 つの潜在的なシングルに基づいていることが明らかになりました。
セクター 21 とセクター 48 の通過は、どちらも RV モデルから予測された通過時間と一致しており、通過している可能性があります。 ジョイント
RV と測光データの分析により、HD88986 b の半径は 2.49±0.18 R⊕、質量は 17.2+4.0−3.8 M⊕ であることが示されています。
で、146.05+0.43 −0.40周期で公転します。
d は、最も近くて最も明るい系外主星の 1 つである亜巨 HD88986 の周り (G2V 型、R=1.543 ±0.065 R⊙、V=6.47 ± 0.01)
倍率、距離=33.37±0.04pc)。 外側の巨大な伴星の性質はまだ確認されていません。 RV、ヒッパルコス、ガイアの共同分析
天文データは、3σ 信頼区間で、その長半径は 16.7 ～ 38.8 au であり、質量は 68 ～ 284 MJup であることを示しています。
HD88986 b の広い軌道は、この惑星が主星からの極紫外線による重大な質量損失を受けなかったことを示唆しています。 したがって、
おそらくその原始的な組成を維持しており、その形成シナリオを調査することができます。 さらに、HD88986 b の低温特性 (460±8
K) は、その長い公転周期のおかげで、低温大気組成の特性評価の将来の研究に刺激的な機会を開くでしょう。
さらに、HD88986 b と並んで巨大な伴星が存在するため、このシステムは惑星を理解するための興味深いケーススタディになります。
形成と進化。
キーワード。 惑星と衛星: 検出 – 技術: 測光、動径速度 – 星: 個別 (HD88986 および TIC 1042868)
1.。 導入
導入
5000以上の中から
これまでに 1 つの惑星が発見されました (さらに多くの惑星が発見されました)
候補)、トランジット惑星 (〜 4000) は、惑星の形成と進化に関する私たちの理解に大きな影響を与えます。
惑星系。 このような惑星は、明るいホストを周回しているとき、
動径速度 (RV) の追従を可能にし、正確に測定できるスター
質量などの基本的なパラメータの観点から特徴付けられる
と密度により、内部構造のモデル化が可能になります。
(例、Heidari et al. 2021; Delrez et al. 2021)。 さらに、これらの
物体は、その大気の組成と温度に関する情報を収集する絶好の機会を私たちに提供します。
透過分光法および/または発光分光法による (例: Tabernero
他。 2020年）。
正確な質量を持つ既知の通過系外惑星の中で
および半径の測定 (Otegi et al. 2020)、軌道を伴う測定
40日を超える周期は非常にまれであり、〜のみを表します
総人口の1％（2023年6月7日現在）。 この希少性
これは、惑星の人口動態、形成、進化、居住可能性の可能性についての私たちの理解に重大な挑戦をもたらします。 このような長周期の系外惑星の数は限られているため、系外惑星の出現率に関する多くの研究は主に比較的短い周期の惑星に焦点を当てることを余儀なくされている（例えば、Silburt et al.
2015年; ペティグラら。 2013年; フルトンら。 2017）。 さらに、Ｋｏｐｐａ ｒａｐｕ ｅｔ ａｌ． (2013) は居住可能な領域の内側の境界が存在することを示した。
ゾーン、以前のスペクトル型を持つ主系列星を取り囲む
約 M4 (Teff > 2800 K) よりも長く、〜 11 d よりも長い。
これは惑星系を探索することの重要性を強調しています
居住可能な惑星を追求するために、より長い公転周期が必要になります。
さらに、系外衛星の検出などの新たな科学的探査はいまだ達成されていません。 エクソムーン発見の重要性は、地球の自転に対する月の影響によって強調されています。
ダイナミクス (Li & Batygin 2014) および私たちの太陽系内の氷衛星の将来の居住可能性 (レイノルズ)
他。 1983年）。 エクソムーンの発見が成功しなかったことは、
公転周期が長い惑星は衛星を抱えている可能性が高いため、長周期惑星の不足と関連している可能性があります（ドボス）
他。 2021）。 これらの例は、この「不足している人口」を検出して研究することの重要性を強調しています。
系外惑星の個体群についての私たちの理解。
ただし、長周期の通過惑星は検出が特に困難です。 系外惑星の検出に使用される 2 つの主な方法、RV とトランジット測光法は、これらのとらえどころのない長周期惑星の検出に関しては、それぞれ独自の課題を抱えています。 RV 法では、長期間にわたる高精度の測定が必要です。
完全な軌道周期を捉えるために時間スパンを延長する一方で、
トランジット法は、トランジット確率の低下と、ほとんどの測光におけるベースライン観測の制限の両方による課題に直面しています。
調査。 これらの課題は、対処する際にさらに悪化します。
惑星が小さく、通過深度が浅く、RV が小さい半振幅。
ここでは、V=6.5 等の G2 型星 HD88986 b を周回する平面系の検出と特性評価を紹介します。
既知の小型惑星の中で最も長い周期で海王星付近を通過する
惑星 (< 4 R⊕)、外側の巨大な伴星を伴います。
この発見を達成するために、私たちは測光、分光、天文観測などのさまざまな観測を利用しました。
テクニック。 この文書の構成は次のように構成されています。
セクション 2 では、分析に使用された分光観測について説明します。 セクション 3 では、優れた特性
主星のことについて議論します。 星の回転を特定するには
セクション 4 では、さまざまな星の活動指標の分析を示します。 セクション 5 では、
海王星下の惑星と長期曲率の発見。
セクション 6 と 7 では、TESS データ セクター 21 での単一の転送イベントの検出を示し、共同分析を実行します。
それぞれ。 セクション 8 では、以下についての調査結果を示します。
追加のフォトメトリクスデータで HD88986 b の 2 番目の通過イベントを検出する様子が示されています。 最後にセクション 9 と 10 で、以下について説明します。
長期トレンドの起源とこのシステムに関する結論、
それぞれ。 この論文には、SO PHIE データの分光抽出のための最新および新しい手順を示す付録も含まれています。
図 1: HD88986 の半径方向速度測定結果
ELODIE, HIRES, HIRES+, SOPHIE と SOPHIE+。
図 2: HD88986 のスペクトルエネルギー分布。 赤いシンボル
は観察された測光測定値を表しますが、
水平バーは通過帯域の実効幅を表します。
青色のシンボルは、mosphere モデル (黒色) での最適な Kurucz からのモデル フラックスです。
図 3: RV のピリオドグラムと HD88986 のアクティビティ指標。
上から下へ: HIRES および HIRES+ S-index、SOPHIE+
S インデックス、二等分線、RV、およびケプラーフィット後の RV の残差
146.1dにあります。 赤い垂直線は、惑星キャンディの日付が 146.1 日であることを示していますが、対応する活動のピークはありません。
インジケーター。 垂直の灰色のストリップは、推定された回転角度をマークします。
星の時代。 また、水平線はFAPレベルを示します
それぞれ 10%、1%、0.1% (Baluev 2008)
図 4: SOPHIE+ データの ℓ1 ピリオドグラム。 特定された期間
は赤色で表示されます。
2. 分光観測
私たちは、HD88986 の分光観測を 25 年という驚くべき期間にわたって集中的に行っています。 これらの観測には、
3 つの高解像度分光器の例: SOPHIE (Bousy et al.2013)、HIRES (Vogt & Penrod 1988)、ELODIE (Baranne)他。 1996）。 データセット全体を図 1 に示します。
少なくとも 25 年の時間スケールで明らかな長期湾曲。
より短い時間スケールでの他のバリエーションも同様です。
2.1. SOPHIE による高分解能分光分析
HD88986はSOPHIE高精度で監視されています
オート・プロヴァンス天文台 (OHP、フランス) の 1.93 m 望遠鏡に取り付けられた分光器。 観察結果は次のとおりでした。
Recherche de Planètes Extrasolaires (RPE) の一環として実施
プログラム 1 (SP1 とも呼ばれる) は、明るく周回する海王星とスーパーアースを探索する高精度プログラムです。
太陽近傍の星 (Courcol et al. 2015、Hara et al.2020年; ハイダリら。 2021）。 15年以上の歳月をかけて、
2007 年 12 月 7 日から 2023 年 3 月 12 日まで、この星について 441 個の高解像度スペクトルが収集されました (図 1 を参照)。 の
観察はSOPHIE高解像度（HR）で行われました
モード (550 nm で λ/Δλ ≈ 75000 の分解能)、同時トリウム-アルゴン (Th-Ar) またはファブリー-ペロー (FP) 校正付き
光の測定。 後者では、インストゥルメンタルを追跡できます
ドリフトを防止し、正確かつ正確な RV 測定を保証します。
2011年6月、ソフィーに六方晶ファイバーを搭載
分光器。 これにより、1 ～ 2 m / s の RV 精度が達成されました。
約 50 m / s もある
標準の測定された RV にジャンプします
星（Buchy et al. 2013）。 したがって、前にデータを分離しました
2011 年 6 月 (SOPHIE という名前の 12 データ ポイント) データより
後 (SOPHIE+ という名前の 429 データ ポイント)。 露出
恒星を平均化するために、両方のデータセットの時間を 600 ～ 900 秒に設定しました。
発振、中央値の信号対雑音比 (S/N) を達成
550 nm でピクセルあたり 158 個。
RV は、SOPHIE データ削減システム (DRS、Bouchy et al. 2009) を使用して導出されました。 DRS にはいくつかの機能が含まれます。
スペクトル抽出、テルル酸の除去などの重要なステップ
ライン、CCD 電荷転送効率 (CTI) の補正、
間の相互相関関数 (CCF) の計算
スペクトルとバイナリ マスク、重心 RV 補正、ガウス プロファイルを CCF に最終的にフィッティングして RV を抽出します。
(Baranne et al. 1996; Pepe et al. 2002)。 抽出するには
HD88986 RV では、G2 マスクを使用しました。 さらに、RV の前に
抽出時に、大気分散効果のスペクトルを補正しました (付録 A を参照)。
RV が抽出されたら、次の修正を実行しました。
夜間の計器ドリフト。同時の校正光観測によって測定されました。 この目的のために、SO PHIE ファイバー A は星の観測専用であり、ファイバー B は星の観測専用でした。
校正ランプを監視するために使用されました。 この構成では、空
バックグラウンドの観察は不可能でした。 したがって、次のことが重要です。
月光によって汚染されたスペクトルを特定してフラグを立てて、
RV 分析の精度。 フェーズとを考慮すると、
観測時の月の位置（付録Bを参照）
詳細については)、我々は、
月。 したがって、これらのスペクトルを保守的に除外しました。
私たちの分析から。 以下を含めるか除外するかについては注意してください。
これらのデータポイントは最終結果に大きな影響を与えません。
さらに、次のように特定された 1 つのデータ ポイントを削除しました。
3σ RV 外れ値と、次の理由による追加の 17 個の測定値
低い S/N 比 (S/N < 50) および無効なキャリブレーション ランプ
フラックス。 その結果、合計 50 のデータ ポイントが除外されました。
SOPHIE+ の測定結果と最終分析が組み込まれました。
379 SOPHIE+ スペクトルにより、データセットの信頼性が保証されます。
その後の分析。
ソフィーは長期にわたる楽器のバリエーションを経験します
(Courcol et al. 2015)、これは、いわゆる
毎晩「恒星」。 この変動を説明するには、Courcol et al. に従ってください。 (2015)、マスター時系列を構築しました
これらの恒星の RV を使用し、それを減算しました。
HD88986 データから。 アップデートの詳細な説明
RV マスター定数時系列の構築は次のように行うことができます。
最終的な RV SOPHIE+ データの平均不確かさは 1.2 m/s で、二乗平均平方根 (RMS) は 15.30 です。
MS。 最終的な SOPHIE データセットを表 D.1 に示します。
10. 考察と結論
私たちは、亜巨星の周りを周回する亜海王星である HD88986 b を発見し、その特徴を明らかにしました。
最も近くて最も明るい (V = 6.47 等) 系外惑星の主星 (を参照)
図12右上）。 私たちの分析は、TESS での 2 つの潜在的な単一通過検出に基づいて、この惑星が移動していることを示しています。
セクター 21 と 48、どちらも RV モデルから予想される通過時間と一致しています。 からのデータを組み合わせることで、
SOPHIE+ RV 測定と TESS セクター 21 測光
データに基づいて、HD88986 b の次のパラメータを決定しました。
Pp の周期 = 146.05+0.43−0.40 d、Mp =17.2+4.0−3.8M⊕の質量、および半径の Rp = 2.49±0.18 R⊕、高い平均密度ρp= 6.1+3.3−2.3 g / cm^3が得られます。
2層の理論構成 Zeng らによって開発されたモデル。 (2016) は、この惑星が主に岩石で構成されており、約質量の75％が岩石で残りの25％を水が占めます（図1）。
ソフィーは北方系外惑星を探索します - XIX。 HD88986システムV = 6.5 星を通過する可能性のある冷たい海王星亜星を含む
要約
公転周期が40日を超えるトランジット惑星は、これまでに発見された5000個以上の惑星の中で極めて稀である。 この発見の欠如
人口は、惑星の人口統計、形成、進化の研究に課題をもたらします。 ここでは、検出と特性評価を紹介します。
HD88986 b は、通過する可能性のある亜海王星であり、既知の通過小惑星の中で最も長い公転周期 (< 4 R⊕) を持ち、
精密質量測定 (σM/M > 25%)。 さらに、HD88986 の周囲のより広い軌道に巨大な伴星の存在を確認しました。
この発見を検証するために、私たちは25年以上にわたる広範な動径速度 (RV) 測定 (441 個の SOPHIE データ ポイント、31 個の SOPHIE データ ポイント) を組み合わせて使用しました。
ELODIE データ ポイント、および 34 HIRES データ ポイント）、Gaia DR3 データ、自動光電望遠鏡による 21 年間の測光観測
(APT)、TESS データの 2 つのセクター、およびCHEOPSの7日間の観測。 私たちの分析により、HD88986b は 2 つの潜在的なシングルに基づいていることが明らかになりました。
セクター 21 とセクター 48 の通過は、どちらも RV モデルから予測された通過時間と一致しており、通過している可能性があります。 ジョイント
RV と測光データの分析により、HD88986 b の半径は 2.49±0.18 R⊕、質量は 17.2+4.0−3.8 M⊕ であることが示されています。
で、146.05+0.43 −0.40周期で公転します。
d は、最も近くて最も明るい系外主星の 1 つである亜巨 HD88986 の周り (G2V 型、R=1.543 ±0.065 R⊙、V=6.47 ± 0.01)
倍率、距離=33.37±0.04pc)。 外側の巨大な伴星の性質はまだ確認されていません。 RV、ヒッパルコス、ガイアの共同分析
天文データは、3σ 信頼区間で、その長半径は 16.7 ～ 38.8 au であり、質量は 68 ～ 284 MJup であることを示しています。
HD88986 b の広い軌道は、この惑星が主星からの極紫外線による重大な質量損失を受けなかったことを示唆しています。 したがって、
おそらくその原始的な組成を維持しており、その形成シナリオを調査することができます。 さらに、HD88986 b の低温特性 (460±8
K) は、その長い公転周期のおかげで、低温大気組成の特性評価の将来の研究に刺激的な機会を開くでしょう。
さらに、HD88986 b と並んで巨大な伴星が存在するため、このシステムは惑星を理解するための興味深いケーススタディになります。
形成と進化。
キーワード。 惑星と衛星: 検出 – 技術: 測光、動径速度 – 星: 個別 (HD88986 および TIC 1042868)
1.。 導入
導入
5000以上の中から
これまでに 1 つの惑星が発見されました (さらに多くの惑星が発見されました)
候補)、トランジット惑星 (〜 4000) は、惑星の形成と進化に関する私たちの理解に大きな影響を与えます。
惑星系。 このような惑星は、明るいホストを周回しているとき、
動径速度 (RV) の追従を可能にし、正確に測定できるスター
質量などの基本的なパラメータの観点から特徴付けられる
と密度により、内部構造のモデル化が可能になります。
(例、Heidari et al. 2021; Delrez et al. 2021)。 さらに、これらの
物体は、その大気の組成と温度に関する情報を収集する絶好の機会を私たちに提供します。
透過分光法および/または発光分光法による (例: Tabernero
他。 2020年）。
正確な質量を持つ既知の通過系外惑星の中で
および半径の測定 (Otegi et al. 2020)、軌道を伴う測定
40日を超える周期は非常にまれであり、〜のみを表します
総人口の1％（2023年6月7日現在）。 この希少性
これは、惑星の人口動態、形成、進化、居住可能性の可能性についての私たちの理解に重大な挑戦をもたらします。 このような長周期の系外惑星の数は限られているため、系外惑星の出現率に関する多くの研究は主に比較的短い周期の惑星に焦点を当てることを余儀なくされている（例えば、Silburt et al.
2015年; ペティグラら。 2013年; フルトンら。 2017）。 さらに、Ｋｏｐｐａ ｒａｐｕ ｅｔ ａｌ． (2013) は居住可能な領域の内側の境界が存在することを示した。
ゾーン、以前のスペクトル型を持つ主系列星を取り囲む
約 M4 (Teff > 2800 K) よりも長く、〜 11 d よりも長い。
これは惑星系を探索することの重要性を強調しています
居住可能な惑星を追求するために、より長い公転周期が必要になります。
さらに、系外衛星の検出などの新たな科学的探査はいまだ達成されていません。 エクソムーン発見の重要性は、地球の自転に対する月の影響によって強調されています。
ダイナミクス (Li & Batygin 2014) および私たちの太陽系内の氷衛星の将来の居住可能性 (レイノルズ)
他。 1983年）。 エクソムーンの発見が成功しなかったことは、
公転周期が長い惑星は衛星を抱えている可能性が高いため、長周期惑星の不足と関連している可能性があります（ドボス）
他。 2021）。 これらの例は、この「不足している人口」を検出して研究することの重要性を強調しています。
系外惑星の個体群についての私たちの理解。
ただし、長周期の通過惑星は検出が特に困難です。 系外惑星の検出に使用される 2 つの主な方法、RV とトランジット測光法は、これらのとらえどころのない長周期惑星の検出に関しては、それぞれ独自の課題を抱えています。 RV 法では、長期間にわたる高精度の測定が必要です。
完全な軌道周期を捉えるために時間スパンを延長する一方で、
トランジット法は、トランジット確率の低下と、ほとんどの測光におけるベースライン観測の制限の両方による課題に直面しています。
調査。 これらの課題は、対処する際にさらに悪化します。
惑星が小さく、通過深度が浅く、RV が小さい半振幅。
ここでは、V=6.5 等の G2 型星 HD88986 b を周回する平面系の検出と特性評価を紹介します。
既知の小型惑星の中で最も長い周期で海王星付近を通過する
惑星 (< 4 R⊕)、外側の巨大な伴星を伴います。
この発見を達成するために、私たちは測光、分光、天文観測などのさまざまな観測を利用しました。
テクニック。 この文書の構成は次のように構成されています。
セクション 2 では、分析に使用された分光観測について説明します。 セクション 3 では、優れた特性
主星のことについて議論します。 星の回転を特定するには
セクション 4 では、さまざまな星の活動指標の分析を示します。 セクション 5 では、
海王星下の惑星と長期曲率の発見。
セクション 6 と 7 では、TESS データ セクター 21 での単一の転送イベントの検出を示し、共同分析を実行します。
それぞれ。 セクション 8 では、以下についての調査結果を示します。
追加のフォトメトリクスデータで HD88986 b の 2 番目の通過イベントを検出する様子が示されています。 最後にセクション 9 と 10 で、以下について説明します。
長期トレンドの起源とこのシステムに関する結論、
それぞれ。 この論文には、SO PHIE データの分光抽出のための最新および新しい手順を示す付録も含まれています。
図 1: HD88986 の半径方向速度測定結果
ELODIE, HIRES, HIRES+, SOPHIE と SOPHIE+。
図 2: HD88986 のスペクトルエネルギー分布。 赤いシンボル
は観察された測光測定値を表しますが、
水平バーは通過帯域の実効幅を表します。
青色のシンボルは、mosphere モデル (黒色) での最適な Kurucz からのモデル フラックスです。
図 3: RV のピリオドグラムと HD88986 のアクティビティ指標。
上から下へ: HIRES および HIRES+ S-index、SOPHIE+
S インデックス、二等分線、RV、およびケプラーフィット後の RV の残差
146.1dにあります。 赤い垂直線は、惑星キャンディの日付が 146.1 日であることを示していますが、対応する活動のピークはありません。
インジケーター。 垂直の灰色のストリップは、推定された回転角度をマークします。
星の時代。 また、水平線はFAPレベルを示します
それぞれ 10%、1%、0.1% (Baluev 2008)
図 4: SOPHIE+ データの ℓ1 ピリオドグラム。 特定された期間
は赤色で表示されます。
2. 分光観測
私たちは、HD88986 の分光観測を 25 年という驚くべき期間にわたって集中的に行っています。 これらの観測には、
3 つの高解像度分光器の例: SOPHIE (Bousy et al.2013)、HIRES (Vogt & Penrod 1988)、ELODIE (Baranne)他。 1996）。 データセット全体を図 1 に示します。
少なくとも 25 年の時間スケールで明らかな長期湾曲。
より短い時間スケールでの他のバリエーションも同様です。
2.1. SOPHIE による高分解能分光分析
HD88986はSOPHIE高精度で監視されています
オート・プロヴァンス天文台 (OHP、フランス) の 1.93 m 望遠鏡に取り付けられた分光器。 観察結果は次のとおりでした。
Recherche de Planètes Extrasolaires (RPE) の一環として実施
プログラム 1 (SP1 とも呼ばれる) は、明るく周回する海王星とスーパーアースを探索する高精度プログラムです。
太陽近傍の星 (Courcol et al. 2015、Hara et al.2020年; ハイダリら。 2021）。 15年以上の歳月をかけて、
2007 年 12 月 7 日から 2023 年 3 月 12 日まで、この星について 441 個の高解像度スペクトルが収集されました (図 1 を参照)。 の
観察はSOPHIE高解像度（HR）で行われました
モード (550 nm で λ/Δλ ≈ 75000 の分解能)、同時トリウム-アルゴン (Th-Ar) またはファブリー-ペロー (FP) 校正付き
光の測定。 後者では、インストゥルメンタルを追跡できます
ドリフトを防止し、正確かつ正確な RV 測定を保証します。
2011年6月、ソフィーに六方晶ファイバーを搭載
分光器。 これにより、1 ～ 2 m / s の RV 精度が達成されました。
約 50 m / s もある
標準の測定された RV にジャンプします
星（Buchy et al. 2013）。 したがって、前にデータを分離しました
2011 年 6 月 (SOPHIE という名前の 12 データ ポイント) データより
後 (SOPHIE+ という名前の 429 データ ポイント)。 露出
恒星を平均化するために、両方のデータセットの時間を 600 ～ 900 秒に設定しました。
発振、中央値の信号対雑音比 (S/N) を達成
550 nm でピクセルあたり 158 個。
RV は、SOPHIE データ削減システム (DRS、Bouchy et al. 2009) を使用して導出されました。 DRS にはいくつかの機能が含まれます。
スペクトル抽出、テルル酸の除去などの重要なステップ
ライン、CCD 電荷転送効率 (CTI) の補正、
間の相互相関関数 (CCF) の計算
スペクトルとバイナリ マスク、重心 RV 補正、ガウス プロファイルを CCF に最終的にフィッティングして RV を抽出します。
(Baranne et al. 1996; Pepe et al. 2002)。 抽出するには
HD88986 RV では、G2 マスクを使用しました。 さらに、RV の前に
抽出時に、大気分散効果のスペクトルを補正しました (付録 A を参照)。
RV が抽出されたら、次の修正を実行しました。
夜間の計器ドリフト。同時の校正光観測によって測定されました。 この目的のために、SO PHIE ファイバー A は星の観測専用であり、ファイバー B は星の観測専用でした。
校正ランプを監視するために使用されました。 この構成では、空
バックグラウンドの観察は不可能でした。 したがって、次のことが重要です。
月光によって汚染されたスペクトルを特定してフラグを立てて、
RV 分析の精度。 フェーズとを考慮すると、
観測時の月の位置（付録Bを参照）
詳細については)、我々は、
月。 したがって、これらのスペクトルを保守的に除外しました。
私たちの分析から。 以下を含めるか除外するかについては注意してください。
これらのデータポイントは最終結果に大きな影響を与えません。
さらに、次のように特定された 1 つのデータ ポイントを削除しました。
3σ RV 外れ値と、次の理由による追加の 17 個の測定値
低い S/N 比 (S/N < 50) および無効なキャリブレーション ランプ
フラックス。 その結果、合計 50 のデータ ポイントが除外されました。
SOPHIE+ の測定結果と最終分析が組み込まれました。
379 SOPHIE+ スペクトルにより、データセットの信頼性が保証されます。
その後の分析。
ソフィーは長期にわたる楽器のバリエーションを経験します
(Courcol et al. 2015)、これは、いわゆる
毎晩「恒星」。 この変動を説明するには、Courcol et al. に従ってください。 (2015)、マスター時系列を構築しました
これらの恒星の RV を使用し、それを減算しました。
HD88986 データから。 アップデートの詳細な説明
RV マスター定数時系列の構築は次のように行うことができます。
最終的な RV SOPHIE+ データの平均不確かさは 1.2 m/s で、二乗平均平方根 (RMS) は 15.30 です。
MS。 最終的な SOPHIE データセットを表 D.1 に示します。
10. 考察と結論
私たちは、亜巨星の周りを周回する亜海王星である HD88986 b を発見し、その特徴を明らかにしました。
最も近くて最も明るい (V = 6.47 等) 系外惑星の主星 (を参照)
図12右上）。 私たちの分析は、TESS での 2 つの潜在的な単一通過検出に基づいて、この惑星が移動していることを示しています。
セクター 21 と 48、どちらも RV モデルから予想される通過時間と一致しています。 からのデータを組み合わせることで、
SOPHIE+ RV 測定と TESS セクター 21 測光
データに基づいて、HD88986 b の次のパラメータを決定しました。
Pp の周期 = 146.05+0.43−0.40 d、Mp =17.2+4.0−3.8M⊕の質量、および半径の Rp = 2.49±0.18 R⊕、高い平均密度ρp= 6.1+3.3−2.3 g / cm^3が得られます。
2層の理論構成 Zeng らによって開発されたモデル。 (2016) は、この惑星が主に岩石で構成されており、約質量の75％が岩石で残りの25％を水が占めます（図1）。
12左下）。 HD88986 b の別の通過イベントを対象としたシステムの追加の測光観察が必要です。
このような観察は、次のことを強力に裏付けるものとなるでしょう。
惑星の移動の性質を解明し、その周期についてより正確な推定値を導き出す
そして半径。
さらに、明らかな長期的な湾曲を確認しました。
RV は、システム内の巨大なコンパニオンの存在によって引き起こされます。 この仲間の性質はまだ確認されていません。 あ
RV、ヒッパルコス、ガイアの天文データを共同分析したところ、
3σ 信頼区間では、その長半径は次の範囲にあります。
16.7 ～ 38.8 au、質量は 68 ～ 284 MJup です。 その性質を明らかにするためにPHIE+観測が行われています。
この巨大な仲間の、特にその拘束をより適切に行う
周期と偏心。 さらに、その広範な半長軸を考慮すると、この外側の巨大な伴星は、より正確な画像を提供することを目的として、直接画像化される機会を提供します。
その軌道と質量の特徴付け。 この研究は、SPHERE などの最新世代の高コントラスト イメージング装置を使用して容易に行うことができます。
図 12 の左上のパネルは、固有の位置を強調表示しています。
HD88986 b の半径-周期図は、既知のものの中でも特に重要です。
NASA 系外惑星データ アーカイブの惑星 7
(6月現在
7, 2023) 正確な質量と半径の測定 (σM/M = 25% および σR/R = 8%、Otegi et al. 2020年）。 特に、HD88986 b
は、発見された小さな通過惑星の中で最も長い公転周期を持っています (Rp< 4 R⊕)。 この広い軌道は、この惑星が
極端な紫外線による重大な質量損失は受けませんでした
したがって、おそらくその原始的な組成を保持していると考えられます (Kubyshkina & Fossati 2022)。 したがって、HD88986 b
惑星の内部を調査するための優れた候補者です
構造と形成条件。
図 12 の右下のパネルは、HD88986 b の平衡温度を他の既知の平衡温度と比較しています。
正確な質量と半径を持つ小さな惑星 (Otegi et al.2020年）。 HD88986 b は、公転周期が長いため、寒冷です。
惑星 (Teq = 460 ± 8 K)。 明るいホストを通過する冷たい惑星 (≤ 500 K) の大気特性の研究は、
そのような惑星が存在しないため、その可能性は非常に限られています。 大気の化学という点では、より冷たい大気には大気の理解に役立つ不平衡化学が含まれている可能性があります。
物理学 (Fortney et al. 2020)。 注目すべきことに、HD88986 b の平衡温度は、提案されている霞んだ雰囲気内に位置しています。
Yu が提案した 270 K ～ 600 K の範囲のゾーン
他。 （2021年）。 この興味深い位置決めは、ヘイズ層とその上の大気組成を研究するための刺激的な機会を切り開きます (Kawashima et al. 2019)。 したがって、図 12 の右下のパネルでは、比例透過分光計の測定基準 ( T S M ∝ (Teq×Rp^3/MP×Rs^2)×10^−mJ/5） 紹介された
ケンプトンらによる。 (2018) とそれに基づいて各惑星のサイズを計測しました。 この指標は、惑星の平衡温度 Teq、半径 Rp、質量 Mp、主星の半径 Rs を考慮します。
、そしてホストスター
J バンドにおける大きさ mJ 。 1.5 R⊕ の半径ビンを選択しました。
2.75 R⊕ は Kempton らに基づく。 (2018) の仮定は、同じサイズのビン内の惑星は同様の大気組成を共有するというものです。 私たちは比例 TSM のみを採用しました。
Kempton et al. の一定のスケール係数。 (2018) の TSM は mJ > 9 の星に傾向があるのに対し、HD88986 の等級は
mJ = 5.2等 HD88986 b は 19 位と比較して
大気圏のかすんだゾーンで検出されたわずか 24 個の惑星の比例 TSM S/N (図 12 の右下のパネルを参照)。 これは比較的
ランクの低さは、例外的に長いトランジット (16 時間) によってある程度補われます。 したがって、HD88986 b は
地球を周回する冷たい系外惑星であるなどのユニークな特徴。
33pcの距離にある明るい星であり、地球に存在する冷たい惑星の大気圏特性研究の良い目標になります。
ヘイジーゾーン
さらに、質量 Mp = 17.2+4.0 −3.8M⊕ の場合、HD88986bに必要な臨界質量閾値 〜 10 M⊕ を超えています。
エンベロープ付加 (Johnson et al. 2010)。 これは、それが
おそらく太陽系の巨大惑星の核と同じように形成されたと考えられます。 ただし、HD88986 b はあまり蓄積できませんでした
形成過程で発生するガス。 考えられるシナリオの 1 つは、HD88986 b は原始惑星系円盤の後期に形成された
炉心組み立て中にガスがほとんど存在しなかったとき (Lee &チェン、2016)。 さらに、太陽の最小質量によると、
星雲モデルでは、そのような巨大な惑星が形成される可能性は低い
現在の位置、主星から 0.6 天文単位の距離にある(シュリヒティング 2014)。 むしろ、より遠くで形成された可能性が高く、
その後時間の経過とともに内側に移動し、影響を受ける可能性がある
システム内で検出された巨大な仲間との相互作用によって。 ただし、包括的に理解するには、
HD88986 惑星系、追加の測光および分光観測が必要です。
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