かに座55番星の星食をCHEOPSで捉えた?

掩蔽による減光割合が0.001%でも検出できるCHEOPSの観測装置も凄いが、恒星本体の光度変化の周期47.3日もついでに導き出す分析ソフトも凄い。以下、機械翻訳。

かに座55番星の星食をCHEOPSで捉えた?
概要
可視および赤外波長で得られた超短周期スーパーアース かに座55番星 e の過去の掩蔽と位相曲線観測は、
惑星の反射と放出モデルとの調和に挑戦してきました。この研究では、1 年間に取得した 41 個の掩蔽のセットを分析します。
CHEOPS 衛星との 2 年間のタイムスパン。平均深さ 12 ± 3 ppm の かに座55番星 e の掩蔽の検出を報告します。導き出す
スピッツァーが
4.5μm。 CHEOPS の測光性能により、初めて、このスーパーアースの個々の掩蔽を可視光で検出できます。
そして、恒星の造粒によって引き起こされる可能性が高い、短時間スケールの測光波形を識別します。また、明確な 47.3 日周期の正弦波パターンも見られます。
星のノイズや機器の系統学と関連付けることはできませんが、その惑星の起源は可能性があります。
この象徴的なスーパーアースの今後の JWST 掩蔽観測でテストされます。
キーワード。惑星系 – 惑星と衛星: 個別: 55 Cnc e – 技術: 測光 – 方法: 数値


1.はじめに
系外惑星の人口の顕著な特徴は、その不足です
2 R⊕ より大きいサイズの短周期天体 (P . 1 日) の数。
これらの超短周期 (USP) 惑星の大多数は、
地球のサイズに匹敵するサイズ (Sanchis-Ojeda et al. 2014;
ウー & リスウィック 2013;オーウェン & ウー 2013;フルトン等。 2017)。
したがって、これらの惑星が以前はガスだったのか、それともガスだったのか疑問に思うかもしれません。
劇的な浸食を経験した氷の巨人 (例えば Baraffe et al.
2005;ジャクソン等。 2013;オーウェン & ウー 2013; Lundkvist等。
2016;ジン & モルダシーニ 2018;李ら。 2018)。ウィンら。 (2017)
USP 惑星はそうではない可能性が高いという説得力のある証拠を提供した
ホット ジュピターと USP 惑星の金属量の大きな違いに基づいて、ホット ジュピターが侵食された (Lammer et al. 2009)。
ホスト星。 USP惑星が残骸であるかどうかはまだ議論されています
より小さく、海王星以下のサイズの惑星または岩石惑星の
形成時に大量の揮発性物質を含まない (Venturini et al. 2020)。このコンテキストでは、特徴付け
USP 惑星大気の
ら。 2018)。
スーパーアース 55 Cnc e は、魅力的なターゲットとして際立っています。
USP 系外惑星の人口を理解する。の半径で
1.88±0.03 R⊕、質量 8.0±0.3 M⊕ (Dawson & Fabrycky 2010;
ウィンら。 2011;デモリー等。 2011;ブーリエ等。 2018)、および
わずか 17.7 時間の公転周期、55 Cnc e はほとんどのものよりも大きい
USP惑星。 55 Cnc e のかさ密度は、
大気 (Dorn et al. 2017; Crida et al. 2018; Bourrier et al.
2018)、おそらく SiO- (Schaefer & Fegley 2009) または N-優勢
（Miguel 2019）、しかしこれまでのところ、そのような大気の決定的な証拠を提供する観測はありません（Ehrenreich et al. 2012;
ライデンハーパー等。 2016; Tsiaras等。 2016;エステベス等。
2017;ジンダル等。 2020;タベルネロ等。 2020; Deibert等。
2021;張ら。 2021;ケレス等。 2022年）。
55 Cnc e の以前のロングステア連続観測
目に見えるものは、示すことによって絵をさらに複雑にしました
惑星位相曲線の振幅 > 80 ppm、大幅に超える
検出可能な掩蔽を伴わない、惑星からの熱と反射の寄与 (Winn et al. 2011; Dragomir et al. 2014;
スリス等。 2019;モリス等。 2021年）。この観察結果は、
LHS 3844 b (Vanderspek et al. 2019; Kreidberg et al. 2019) や K2-141 b (Zieba
ら。 2022)、むき出しの岩で正確にモデル化できる
表面、 55 Cnc e の目に見える観測には、おそらく星が関与する、より複雑なプロセスの相互作用が必要です (モリス
ら。 2021) または星周物質 (Gillon et al. 2012a)。
55 Cnc e の最も目に見える位相曲線の表示は変化しますが、
時間の振幅とオフセット、弱い証拠しかありません
TESS をオンにして測定した掩蔽深度の変動性
セクター間のタイムスケール (Meier Valdés et al. 2022)。
可視光での 55 Cnc e の異常な挙動を調べる
波長、私たちはのフレームで大規模なプログラムを実施しました
777 を含む CHEOPS 保証時間観測
時間。 この論文では、掩蔽の起源を調査します。
一連の 41 回の食からの信号を受信し、その影響について議論します。
55 Cnc e の幾何学的アルベド。


図 1. 全球からの 55 Cnc e の CHEOPS 位相折り畳み掩蔽
分析。 灰色のポイントはビン化されていないデータ ポイントで、15 分のビンは
黒い点として表示されます。 最適なモデルは赤で表示されます。 によって説明されていない掩蔽モデルからの偏差
機器のベースライン モデルは、
惑星または恒星の起源。


図 2. グローバル分析からの 55 Cnc e の個々の掩蔽深度。 掩蔽エポックは、表 3 に示すタイミングに関連しています。
年は色分けされており、2020 年、2021 年、2022 年に取得されたデータは、それぞれ青、赤、緑で示されています (付録 A も参照)。 対応する加重平均 (プレーン ライン) と信頼区間 (破線) も表示されます。 各掩蔽の残差測光 RMS
黒い三角形で表示されます。


図 3. すべての標準化された掩蔽深度の累積 PDF。 CDF
CHEOPS データに対応するものは青色で表示されます (3-σ 外れ値あり)
茶色で）。 比較のために、ガウス CDF をオレンジ色で示しています。 これ
図のコードは、Agol らから改作されています。 （2020）。


図 4. 55 Cnc e の掩蔽の位相折り畳み長期変動
深さ。 ビン分割されたデータ (41 ポイントの 20 ビン) は黒で表示されます。
最適なモデル (オフセットのある正弦関数) は赤で表示されます。 の
フェーズ軸は、 P = 47.3日の期間に対応します。


図 5. 各 CHEOPS 観測の残差のピリオドグラム
(黒) とそれぞれの平均ピリオドグラム (太い黒)。 の
赤い実線は、式 (1) で与えられる最適なモデルを表し、
赤い破線は、このモデルの 2 つのコンポーネントを示しています。

5。結論
CHEOPS は可視域で 55 Cnc e の掩蔽を検出しますが、
説明できない大きな散乱を示しています
ガウス ノイズのみ。 CHEOPS の観察は、
最近TESSデータで研究されたこのより大きな散乱は、天体物理学的相関ノイズによって説明でき、機器のソースを破棄できる.のパワー密度スペクトル
モデルの残差は、
相関ノイズは恒星グラニュレーションと互換性があり、その
振幅が 55 Cnc e の平均掩蔽深度を超え、かつ
その典型的な周波数は 55 Cnc e の掩蔽進入に及ぶ
観測の平均効率と相まって、個々の掩蔽深度にバイアスをかけます。 CHEOPSで可視域で観測された掩蔽深度の変化
この短時間スケールの恒星ノイズの影響を受ける可能性が高く、
振幅が小さすぎるため、TESS で検出できません。
光子ノイズ。また、肉芽形成が原因ではないことも主張します
スピッツァー バンドパスで観測された変動性。
通過ではなく、掩蔽が変化することが示されています（Demory
ら。 2016;タンブロ等。 2018)、そしてかなり大きい
CHEOPS観測で観測されたRMSよりも振幅。
さらに、グラニュレーション ノイズは、可視光よりも赤外光の方が振幅が小さくなります。
要約すると、星の粒状化はデータに見られる短時間スケールのノイズを説明できますが、観測されたものに影響を与えることはできません
より長い時間スケールのバリエーション。装置や星に由来するプロセスを特定することはできません。
で検出された掩蔽深度の 47 日変調
チープス。手元にあるデータでは、破棄することはできません
この信号の惑星起源。 2 つの異なる JWST プログラム
サイクル中に赤外線で 55 Cnc e の掩蔽を観察します
1、NIRCam (PID 2084、PI A. Brandeker) および MIRI を使用
(PID 1952, PI. R. Hu) 楽器、間違いなく役立つ
私たちはこの性質をよりよく理解しています (Zilinskas et al. 2022)。
象徴的なスーパーアース。