系外惑星 HIP41378d Rossiter-McLaughlin による 9 か月周期の遷移の検出
2022年 10月 25日提出
概要
ロシター・マクラフリン (RM) 効果は、重要な惑星の軌道傾斜角を測定できる方法です。
特にホットジュピターの惑星の形成と移動のメカニズムを理解するために使用されてきた制約。この中で
論文では、海王星サイズの長周期トランジット惑星 HIP41378 d の RM 観測を提示します。それらの観察は
2019 年と 2022 年の 2 つのトランジット イベントで、HARPS-N/TNG および ESPRESSO/ESO-VLT スペクトログラフを使用して取得しました。
古典的な RM 法と RM Revolutions 法の両方を使用したデータの分析により、この惑星の公転周期が
は ~ 278 日であり、惑星は λ = 57.1 +26.4−17.9° の傾斜角を持つ順行軌道上にある。
の間で一致する値
両方の方法。 HIP41378 d は、これまでに傾斜度が測定された最長周期の惑星です。通過タイミングを検知しない
2019年と 2022年のトランジットでは、それぞれ 30分と 100分の精度で変動します。この結果は、RM
効果は、検出されるような小型で長周期の惑星の通過を地上から追跡するためのソリューションを提供します
今後のESAのPLATOミッションによって。
キーワード。惑星系 – 恒星: 個別 (HIP41378、K2-93、EPIC 211311380) – テクニック: 視線速度 – テクニック:分光 – 星: 活動
1.はじめに
旧ケプラーのような宇宙ベースの太陽系外惑星トランジット調査
今後のPLATOミッションは、小規模および長期（100日から数年まで）のトランジット惑星を探しています
(Borucki et al. 2010; Rauer et al. 2014)。彼らは、コミュニティが地球の外側の領域で形成された惑星を探索することを可能にします
原始惑星系円盤または異なる移動メカニズムを持つ
近くの惑星よりも（たとえば、Ford 2014、およびその中の参照）。
さらに、それらの惑星はそれらによって集中的に照射されていません
主星であり、潮汐の影響を大きく受けず、潮汐ロック、結果として大気の物理学
それらの原始組成と同様に、大きな影響はありません。しかし、それらの長周期系外惑星にはほとんど
スペースの存続期間中に検出できるトランジット
調査。したがって、次のトランジット観測は、(1) 軌道暦を正確に制約するために重要です。
および惑星パラメータ、および（2）トランジットタイミングの変動を明らかにする
(以下、TTV)。地上からの測光トランジットは
イベントはまれで、浅いものであるため、検出が困難です。
一晩の時間を超える可能性のある持続時間 (Bryant et al。2021年）。それらは、機器を使用して宇宙から検出できます
CHEOPS (Benz et al. 2021) と同様ですが、この種の観察はより高価で、割り当てが困難です。
トランジット イベントをフォローアップする別の方法として、次の方法があります。
分光測定。特に、RossiterMcLaughlin (RM) 効果 (Holt 1893; Rossiter 1924; McLaughlin 1924) は、そのようなトランジットを検出するために使用される可能性があります。ガウディ＆ウィン
(2007) は、RM 効果の振幅がより大きくなる可能性があることを発見しました。
長周期惑星のケプラー軌道信号よりもの中に同じ精神、RM効果はから検出する方が簡単かもしれません
いくつかの特定に応じて、測光トランジットよりも地面
システムの物理的および動的特性。利点
古典的なトランジットでのイントランジット分光測定の
(1) 地上ベースの高精度測光は、明るい星 (V . 10) に対してかなり制限されています。
明るい比較星はめったになく、比較はありません
RM効果には星が必要です。 (2) 明るい月も
空の状態がフォトメトリックでない場合に、フォトメトリに摂動を与えます。 RM 測定値に大きな影響はない可能性があります
星の線が月の汚染から解決された場合、月によって。 (3) 測光変動は主に
トランジットの入口と出口。これは検出が難しい場合があります。
特定の天文台からの長時間のトランジットの場合。皆既日食の測光変動は比較的平坦で、検出が困難です。一方、皆既日食の視線速度は
変動は、入口と出口の変動と同じくらい大きい (Triaud 2018)、したがって、部分的なカバレッジで検出しやすくなります
極軌道を除いて、トランジットの (e.g. Addison et al. 2013)。
したがって、RM 効果は、明るい星をトランジットする小型および長周期 (したがって長時間トランジット) の惑星の地上ベースの検出。
後者はυsinを持っていますか？ & 5 km/ s
海王星サイズの惑星用。これ
新世代の安定性の向上によって強化されています.Very Large Telescope の ESPRESSO などの機器(VLT; Pepe et al. 2010)。
このコンテキストでは、HIP41378 惑星系は、小型および長周期系外惑星を研究するめったにない機会です。これ
システムは、周囲を通過する少なくとも5つの惑星で構成されています
明るい (V = 8.93) F 型星 (Vanderburg et al. 2016; Berardoら。 2019;ベッカー等。 2019）。 2 つの内惑星 b と
cは、15.6の十分に制約された周期を持つサブネプチューンであり、それぞれ31.7日。惑星d、e、およびfは長い軌道を持っています
通過期間に基づく期間。最も外側の惑星 fの軌道周期の視線速度で確認されています。
542 日と 0.09 ± 0.02 g/ cm という予想外の低密度(Santerne et al. 2019)。
これらの長周期惑星の中で、HIP41378 d だけがK2 の間、ケプラー望遠鏡によってトランジット中に 2 回観測されました。
ミッション: キャンペーン 5 で 1 回、3 年後のキャンペーン 18 で 1 回。
惑星 d の公転周期、最大 3 年 (つまり、2 回のトランジット)
K2 によって観測されたのは連続したイベントであった) すべてのハーモニクスは ~ 48 日 (その間に許容される最小軌道周期) まで下がった
C5 ;ベッカー等。 2019）。星震学のおかげで、ルンドら
アル。 (2019) 星の密度を高精度で導出し、惑星 d の公転周期が最も可能性が高いと推定して、最小化しました。
その離心率は 278.36 日です。ただし、他のトランジット検出
軌道周期を完全に確保するために必要です。このような検出
小さい (Rp = 3.54 ± 0.06 R⊕) および長い期間 (Pd = 278.36日) わずか 670 ppm の通過深度と 12.5 時間の通過時間を持つ太陽系外惑星は、太陽からの測光では困難です。
接地。前述のように、RM 効果は、この惑星のトランジットを検出する別の方法です。恒星の自転を考えると
υ sin i? ∼ 5.6 km/ s(Santerne et al. 2019)、RM 振幅2 m/ s のレベルで推定される(Triaud 2018 の式 1 を参照)、
そのようなための現在の計器で検出できる可能性があります
明るい主星。比較すると、期待される最小ラジアル速度振幅は約 0.12 m/ sサンテルネの報告によるとら。 （2019）。さらに、RM効果は興味深い制約を提供します
惑星の傾き。過去 10 年間の観測は、惑星のスピン軌道角度が必ずしも一致しないことを示した
彼らの主星と (Winn et al. 2009)。ただし、これらのずれは主に、移動するホット ジュピターで観察されます。
プロセスがずれの原因になる可能性があります (Albrecht et al.2012)。おそらく、原始惑星系円盤中の角運動量保存
形成 (Albrecht et al. 2013)。今日の時点で、4 つの複数のシステムがずれていることが観察されました: ケプラー 56 (Huber et al.2013)、
HD 3167 (Dalal et al. 2019; Bourrier et al. 2021)、K2-290 A (Hjorth et al. 2021) および π Men (Kunovac Hodžic et al.'2021年）。これらの系の惑星には、公転周期が比較的短い (P < 50 日) という共通点があります。斜め
多惑星系における長周期惑星の発見は比較的未踏のままであり、それらの形成を理解する上で重要な一歩です。
HIP41378 d の RM 検出を示すこの論文は、以下のように整理されています。観察とデータ整理は
セクション 2 で説明します。セクション 3 では、RM の分析を示します。
2 つの異なる方法で効果を発揮します。最後に、セクションで説明します
4 惑星 d の導出された公転周期とその傾斜角
将来の観察と特徴付けの見通しとしてシステム。
図 1. HIP41378d の RM 効果 . HARPS-N 2019（ブルー）と
HARPS-N 2022 (緑)、白丸は分析、塗りつぶされた円はビニングされたデータです。 赤線は、
組み合わせた RM 効果と突出した GP からのベスト フィット
λ = 46°の傾き. 黒い破線は、射影された λ = 0◦ の傾斜角
図 2. 上部パネル: 2019 年のトランジット時の CCFintr のマップ
HIP41378 d. 惑星によって隠蔽された領域からの恒星線のコアは、緑色の線に沿った明るい筋としてかすかに見えます。
RM レボリューションズ ベスト フィットからの恒星表面 RV モデルを示します。
エグレス トランジット コンタクトは、緑の破線で表示されます。 値はフラックスの関数として色付けされ、星の RV の関数としてプロットされます。
静止フレーム (横座標) と軌道位相 (縦座標)。 ボトムパネル:移動中の CCFintr の平均 (共通レストに移行した後)
サーフェス RV モデルを使用したフレーム。 破線のプロファイルは恒星線です
RM レボリューションズ ベスト フィットのモデル。
図 3. 軌道周期の関数としての投影傾斜角 β の絶対値
測定された傾斜角を持つ惑星. HIP41378dは赤い丸で強調表示されます。 ある惑星
複数のシステムの一部は、正方形と円のもう一方。 サイズ
マーカーは惑星の半径でスケーリングされます
木星半径内。 の有効温度
主星は色のグラデーションで表されます
比較的冷たい星に対応する赤そして青から熱い星へ。
2022年 10月 25日提出
概要
ロシター・マクラフリン (RM) 効果は、重要な惑星の軌道傾斜角を測定できる方法です。
特にホットジュピターの惑星の形成と移動のメカニズムを理解するために使用されてきた制約。この中で
論文では、海王星サイズの長周期トランジット惑星 HIP41378 d の RM 観測を提示します。それらの観察は
2019 年と 2022 年の 2 つのトランジット イベントで、HARPS-N/TNG および ESPRESSO/ESO-VLT スペクトログラフを使用して取得しました。
古典的な RM 法と RM Revolutions 法の両方を使用したデータの分析により、この惑星の公転周期が
は ~ 278 日であり、惑星は λ = 57.1 +26.4−17.9° の傾斜角を持つ順行軌道上にある。
の間で一致する値
両方の方法。 HIP41378 d は、これまでに傾斜度が測定された最長周期の惑星です。通過タイミングを検知しない
2019年と 2022年のトランジットでは、それぞれ 30分と 100分の精度で変動します。この結果は、RM
効果は、検出されるような小型で長周期の惑星の通過を地上から追跡するためのソリューションを提供します
今後のESAのPLATOミッションによって。
キーワード。惑星系 – 恒星: 個別 (HIP41378、K2-93、EPIC 211311380) – テクニック: 視線速度 – テクニック:分光 – 星: 活動
1.はじめに
旧ケプラーのような宇宙ベースの太陽系外惑星トランジット調査
今後のPLATOミッションは、小規模および長期（100日から数年まで）のトランジット惑星を探しています
(Borucki et al. 2010; Rauer et al. 2014)。彼らは、コミュニティが地球の外側の領域で形成された惑星を探索することを可能にします
原始惑星系円盤または異なる移動メカニズムを持つ
近くの惑星よりも（たとえば、Ford 2014、およびその中の参照）。
さらに、それらの惑星はそれらによって集中的に照射されていません
主星であり、潮汐の影響を大きく受けず、潮汐ロック、結果として大気の物理学
それらの原始組成と同様に、大きな影響はありません。しかし、それらの長周期系外惑星にはほとんど
スペースの存続期間中に検出できるトランジット
調査。したがって、次のトランジット観測は、(1) 軌道暦を正確に制約するために重要です。
および惑星パラメータ、および（2）トランジットタイミングの変動を明らかにする
(以下、TTV)。地上からの測光トランジットは
イベントはまれで、浅いものであるため、検出が困難です。
一晩の時間を超える可能性のある持続時間 (Bryant et al。2021年）。それらは、機器を使用して宇宙から検出できます
CHEOPS (Benz et al. 2021) と同様ですが、この種の観察はより高価で、割り当てが困難です。
トランジット イベントをフォローアップする別の方法として、次の方法があります。
分光測定。特に、RossiterMcLaughlin (RM) 効果 (Holt 1893; Rossiter 1924; McLaughlin 1924) は、そのようなトランジットを検出するために使用される可能性があります。ガウディ＆ウィン
(2007) は、RM 効果の振幅がより大きくなる可能性があることを発見しました。
長周期惑星のケプラー軌道信号よりもの中に同じ精神、RM効果はから検出する方が簡単かもしれません
いくつかの特定に応じて、測光トランジットよりも地面
システムの物理的および動的特性。利点
古典的なトランジットでのイントランジット分光測定の
(1) 地上ベースの高精度測光は、明るい星 (V . 10) に対してかなり制限されています。
明るい比較星はめったになく、比較はありません
RM効果には星が必要です。 (2) 明るい月も
空の状態がフォトメトリックでない場合に、フォトメトリに摂動を与えます。 RM 測定値に大きな影響はない可能性があります
星の線が月の汚染から解決された場合、月によって。 (3) 測光変動は主に
トランジットの入口と出口。これは検出が難しい場合があります。
特定の天文台からの長時間のトランジットの場合。皆既日食の測光変動は比較的平坦で、検出が困難です。一方、皆既日食の視線速度は
変動は、入口と出口の変動と同じくらい大きい (Triaud 2018)、したがって、部分的なカバレッジで検出しやすくなります
極軌道を除いて、トランジットの (e.g. Addison et al. 2013)。
したがって、RM 効果は、明るい星をトランジットする小型および長周期 (したがって長時間トランジット) の惑星の地上ベースの検出。
後者はυsinを持っていますか？ & 5 km/ s
海王星サイズの惑星用。これ
新世代の安定性の向上によって強化されています.Very Large Telescope の ESPRESSO などの機器(VLT; Pepe et al. 2010)。
このコンテキストでは、HIP41378 惑星系は、小型および長周期系外惑星を研究するめったにない機会です。これ
システムは、周囲を通過する少なくとも5つの惑星で構成されています
明るい (V = 8.93) F 型星 (Vanderburg et al. 2016; Berardoら。 2019;ベッカー等。 2019）。 2 つの内惑星 b と
cは、15.6の十分に制約された周期を持つサブネプチューンであり、それぞれ31.7日。惑星d、e、およびfは長い軌道を持っています
通過期間に基づく期間。最も外側の惑星 fの軌道周期の視線速度で確認されています。
542 日と 0.09 ± 0.02 g/ cm という予想外の低密度(Santerne et al. 2019)。
これらの長周期惑星の中で、HIP41378 d だけがK2 の間、ケプラー望遠鏡によってトランジット中に 2 回観測されました。
ミッション: キャンペーン 5 で 1 回、3 年後のキャンペーン 18 で 1 回。
惑星 d の公転周期、最大 3 年 (つまり、2 回のトランジット)
K2 によって観測されたのは連続したイベントであった) すべてのハーモニクスは ~ 48 日 (その間に許容される最小軌道周期) まで下がった
C5 ;ベッカー等。 2019）。星震学のおかげで、ルンドら
アル。 (2019) 星の密度を高精度で導出し、惑星 d の公転周期が最も可能性が高いと推定して、最小化しました。
その離心率は 278.36 日です。ただし、他のトランジット検出
軌道周期を完全に確保するために必要です。このような検出
小さい (Rp = 3.54 ± 0.06 R⊕) および長い期間 (Pd = 278.36日) わずか 670 ppm の通過深度と 12.5 時間の通過時間を持つ太陽系外惑星は、太陽からの測光では困難です。
接地。前述のように、RM 効果は、この惑星のトランジットを検出する別の方法です。恒星の自転を考えると
υ sin i? ∼ 5.6 km/ s(Santerne et al. 2019)、RM 振幅2 m/ s のレベルで推定される(Triaud 2018 の式 1 を参照)、
そのようなための現在の計器で検出できる可能性があります
明るい主星。比較すると、期待される最小ラジアル速度振幅は約 0.12 m/ sサンテルネの報告によるとら。 （2019）。さらに、RM効果は興味深い制約を提供します
惑星の傾き。過去 10 年間の観測は、惑星のスピン軌道角度が必ずしも一致しないことを示した
彼らの主星と (Winn et al. 2009)。ただし、これらのずれは主に、移動するホット ジュピターで観察されます。
プロセスがずれの原因になる可能性があります (Albrecht et al.2012)。おそらく、原始惑星系円盤中の角運動量保存
形成 (Albrecht et al. 2013)。今日の時点で、4 つの複数のシステムがずれていることが観察されました: ケプラー 56 (Huber et al.2013)、
HD 3167 (Dalal et al. 2019; Bourrier et al. 2021)、K2-290 A (Hjorth et al. 2021) および π Men (Kunovac Hodžic et al.'2021年）。これらの系の惑星には、公転周期が比較的短い (P < 50 日) という共通点があります。斜め
多惑星系における長周期惑星の発見は比較的未踏のままであり、それらの形成を理解する上で重要な一歩です。
HIP41378 d の RM 検出を示すこの論文は、以下のように整理されています。観察とデータ整理は
セクション 2 で説明します。セクション 3 では、RM の分析を示します。
2 つの異なる方法で効果を発揮します。最後に、セクションで説明します
4 惑星 d の導出された公転周期とその傾斜角
将来の観察と特徴付けの見通しとしてシステム。
図 1. HIP41378d の RM 効果 . HARPS-N 2019（ブルー）と
HARPS-N 2022 (緑)、白丸は分析、塗りつぶされた円はビニングされたデータです。 赤線は、
組み合わせた RM 効果と突出した GP からのベスト フィット
λ = 46°の傾き. 黒い破線は、射影された λ = 0◦ の傾斜角
図 2. 上部パネル: 2019 年のトランジット時の CCFintr のマップ
HIP41378 d. 惑星によって隠蔽された領域からの恒星線のコアは、緑色の線に沿った明るい筋としてかすかに見えます。
RM レボリューションズ ベスト フィットからの恒星表面 RV モデルを示します。
エグレス トランジット コンタクトは、緑の破線で表示されます。 値はフラックスの関数として色付けされ、星の RV の関数としてプロットされます。
静止フレーム (横座標) と軌道位相 (縦座標)。 ボトムパネル:移動中の CCFintr の平均 (共通レストに移行した後)
サーフェス RV モデルを使用したフレーム。 破線のプロファイルは恒星線です
RM レボリューションズ ベスト フィットのモデル。
図 3. 軌道周期の関数としての投影傾斜角 β の絶対値
測定された傾斜角を持つ惑星. HIP41378dは赤い丸で強調表示されます。 ある惑星
複数のシステムの一部は、正方形と円のもう一方。 サイズ
マーカーは惑星の半径でスケーリングされます
木星半径内。 の有効温度
主星は色のグラデーションで表されます
比較的冷たい星に対応する赤そして青から熱い星へ。
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