HD206893星系には木星12個分の重さのガス惑星と27個分の重さの褐色矮星が周回し、ガス惑星と褐色矮星の違いを研究するのに適した星系。また、ガス惑星の質量が理論上重水素の核融合が起こらないギリギリの質量であることから星系内のガスや物質を取り込んで核融合を始めるのか色々とワクワクさせる。以下、機械翻訳。
HD 206893 系での内部太陽系外惑星の直接発見
質量伴星惑星における重水素燃焼の証拠
2022年8月9日
概要
ねらい。 HD 206893 は近くにある破片円盤星で、以前に同定された褐色矮星の伴星で、軌道間隔は約 10 au です。長期
正確な半径方向速度 (RV) の監視、およびシステム固有の動きの異常は、追加の内部の存在を示唆しています。
システムの仲間。この作業では、この RV ドリフトと固有運動の原因となるコンパニオンの検索結果について説明します。
異常。
メソッド。 HARPSスペクトログラフによる進行中の正確なRV測定からの情報、およびガイアホストスターアストロメトリーを利用して、
私たちは、VLTI/GRAVITY 機器を使用して、追加の惑星とされるものをマルチエポック検索しました。
結果。ケプラーの明確な証拠とともに、コンパニオンとされる HD 206893 c の重要な検出を 3 つのエポックにわたって報告します。
軌道運動。 GRAVITYによって提供される約50〜100 µarcsecの精度の天体観測により、12.3 + 1.1−1.2MJupの動的質量を導き出すことができます
と
3.53+0.08の軌道間隔
HD 206893 で −0.07 au c.システム内の両方のコンパニオンの軌道への適合には、ガイア アストロメトリーと RV の両方を利用します。
また、以前は不確かだった B 成分の質量の正確な力学的推定を提供し、したがって、170 Myr の年齢を導出します。
システム。重要なことは、新しく発見された HD 206893 c の放射光度が異常に高く、標準的な冷却
曲線は、170 Myr という共通の年齢で、システムの両方のメンバーの明るさを同時に説明することはできません。ただし、
ヘリウム存在量の増加を冷却モデルに組み込むと、HD 206893 c での重水素燃焼レベルが向上します。
予測された光度を測定値と一致させます。
結論。長期的な RV 情報を利用することに加えて、この取り組みは正真正銘の太陽系外惑星の直接画像発見の初期の例です。
それは、ガイアの天体観測によって部分的に導かれました。ガイア アストロメトリーを利用することは、特定するための主要な技術の 1 つになると予想されます。
追加の直接画像化された惑星を特徴付けます。さらに、HD 206893 c は、重水素燃焼領域を狭くまたぐ天体の例です。
重水素燃焼を受ける可能性が高く、重水素燃焼が発生する可能性のある正確な質量を確立するための理想的な実験室になります。
したがって、このような追加の発見は、褐色矮星と見なされる天体と
太陽系外惑星。最後に、この発見は、太陽系外の太陽を直接検出して特徴付けるための光干渉法の力を示すもう 1 つの例です。
それらが2-3 auの氷線軌道分離で形成される惑星。
キーワード。惑星と衛星: 検出 – 技術: 高角度分解能 – 技術: 干渉計 – 計装: 高角度 分解能 – 計装：干渉計 –
図 1. 左: HD 206893 (e.g. Grandjean et al. 2019a) の HARPS 動径速度と、モデル フィットのための後部からのサンプル
ラジアル速度と固有運動異常に。 右: 予測された適切なモーションの最適適合モデルの事後分布
Gaia EDR2固有運動と計算された長期固有運動との差として計算された異常（紫色のヒストグラム）
ガイアとヒッパルコス（図では「HG」と表記）を対比し、赤経と赤緯で個別に表示。 の
青い垂直線は実際の値を示し、1σの不確実性は破線で表されます。
図 2. HD 206893 B (青い軌道) と HD 206893 c (赤い軌道) の測定されたアストロメトリーと一致する軌道のクラスを示す図。
HD 206893 B アストロメトリーは、ミリらで得られたアストロメトリーに由来します。 (2017); デローム等。 (2017); グランジャン等。 (2019a); ストーカー等。
(2020); Ward-Duong等。 （2021）、および最近のGRAVITY検出。 右側のパネルは、一部の拡大 (50 ～ 100 倍) です。
〜50μ秒角の天文精度を強調する軌道。
図 3. Marleau & Cumming (2014) のホットスタート等時線ですが、Baraffe et al. と結合されています。 (2003) Marleau らのように。 (2019) ヘリウム画分あり
HD 206893 Bおよびcの動的質量および取得された光度と比較して、Y = 0.25〜0.40の範囲（実線）。 ベースラインで
ヘリウム含有量 Y = 0.25、170 Myr 等時線 (黒い実線の曲線) は、質量が
27 MJup ですが、c とは一致しません。逆に、50 Myr 等時線 (黒の点線、Y = 0.25) の場合は一致しません。 ヘリウム存在量を Y = 0.33 に増やす
HD 206893 システムの両方のコンポーネントの測定値をほぼ説明できます。
5。結論
内惑星～12 MJup 系外惑星の発見を発表しました。
HD 206893 システムの 3.5 au で、これを最初の 1 つにします。
両方を含む「ハイブリッド」惑星系を直接画像化
褐色矮星 (Milli et al. 2017) と正真正銘の太陽系外惑星。これ
追加の仲間の発見の例でもあります
外側のものの以前の発見に続いて（例えば、ラグランジュ
ら。 2019;ノワク等。 2020）。高精度アストロメトリー
GRAVITY (〜 50–100 µarcsec) によって提供される 12.3 + 1.1 −1.2 MJup HD 206893 cの正確な動的質量を導き出すことができました。
および 27.4+2.3−2.2 MJup HD 206893 B の場合。B の動的質量、
その光度と組み合わせることで、このシステムの約 200 Myr の確固たる年代を即座に明確に確立することができます。 cの質量/光度を使用すると、修正された等時性
モデルを使用すると、この値を約 170 Myr に微調整できます。これは
システムの時代が終わったことを私たちが知るのは初めてです。
動的に測定された周回質量を使用して拘束
仲間。さらに、EGPとBDの両方を同じに持つ
システム、共通の年齢で、HD 206893 は、私たちの
惑星形成の理解、および違いの強調
EGPとBDの形成経路の間。付録 D に示されている動的安定性の分析は、このシステムが、たとえば、
βピクトリスシステム。
システムの正確な年齢を確立することにより、
Marleau & Cumming (2014) から取得した修正モデルを
HD 206893 B と c の異常に類似した光度に対する 1 つの可能な解決策は、ヘリウム存在量の増加であることを示しています。
システムで。ヘリウム存在量の上昇は、重水素燃焼の上昇をもたらし、異常な原因となる可能性があります
c成分の光度が高い。ただし、重要なポイントは
この研究から、非標準の冷却曲線が必要であることがわかります
データとの良好な一致を提供します。 HD 206893 c はハイブリッド系外惑星系に存在するだけでなく、またがる天体です。
重水素燃焼限界、したがって理想的な実験室です
このプロセスが発生する正確な質量を確立します。その進化に劇的な影響を与えることに加えて、持続時間
また、星下天体での重水素燃焼の程度は、
その初期条件と内部構造への貴重な手がかり (例えば、
岩石コアの存在/欠如、初期エントロピー、および初期重水素存在量、Spiegel & Burrows 2012; Mollière & Mor dasini 2012;ボーデンハイマー等。 2013;モルダシーニ 2013)。私たちのもの
これらの問題に取り組み始めた最初の研究であり、
このような追加の研究は、EGP と BD の間のより堅牢な識別を作成するのに役立つ可能性があります
最後に、直接画像化されたのは 2 番目だけであることに加えて、
RV法で存在をほのめかされた系外惑星、
HD 206893 c の正確な動的質量は、この努力が直接イメージングによる最初の発見を表す可能性があることを意味します
ガイアミッションからのホストスターアストロメトリーの正確な測定に部分的に依存している正真正銘の太陽系外惑星の。
これは、恒星以下のコンパニオンに関する他の多くの最近の発見を補完するものです (例えば、Bonavita et al. 2022; Kuzuhara et al. 2022;
フランソン等。 2022年、カリーら。その発見にはガイア天体観測も利用されました。正確な主星ガイアの使用
直接撮像に適した周回惑星への道を示すアストロメトリーは、そのための主要な戦略の 1 つになると期待されています。
直接的な太陽系外惑星の検出と特徴付け、
これにより、現在のダイレクト イメージング EGP 検索の時代が終わります。
検出率が非常に低いことで知られています (例: Bowler &
ニールセン 2018)。第二に、最近の太陽系外惑星の直接画像調査では、感度が限られていました (e.g. Nielsen et al. 2019; Vigan
ら。 2021) での水の氷線の位置と一致する巨大な太陽系外惑星の軌道分布のピークまで
太陽型星の場合は 2-3 au (例: Fernandes et al. 2019; Frelikh
ら。 2019;フルトン等。 2021年）。 βの発見とともに
Pic c (Lagrange et al. 2019; Nowak et al. 2020) この発見
3.5 au の太陽系外惑星は、現在、光干渉法によってこれらの惑星の直接的な特徴付けが可能になったことを示す証拠です。
それらが形成される2-3 auのアイスライン軌道分離。
HD 206893 系での内部太陽系外惑星の直接発見
質量伴星惑星における重水素燃焼の証拠
2022年8月9日
概要
ねらい。 HD 206893 は近くにある破片円盤星で、以前に同定された褐色矮星の伴星で、軌道間隔は約 10 au です。長期
正確な半径方向速度 (RV) の監視、およびシステム固有の動きの異常は、追加の内部の存在を示唆しています。
システムの仲間。この作業では、この RV ドリフトと固有運動の原因となるコンパニオンの検索結果について説明します。
異常。
メソッド。 HARPSスペクトログラフによる進行中の正確なRV測定からの情報、およびガイアホストスターアストロメトリーを利用して、
私たちは、VLTI/GRAVITY 機器を使用して、追加の惑星とされるものをマルチエポック検索しました。
結果。ケプラーの明確な証拠とともに、コンパニオンとされる HD 206893 c の重要な検出を 3 つのエポックにわたって報告します。
軌道運動。 GRAVITYによって提供される約50〜100 µarcsecの精度の天体観測により、12.3 + 1.1−1.2MJupの動的質量を導き出すことができます
と
3.53+0.08の軌道間隔
HD 206893 で −0.07 au c.システム内の両方のコンパニオンの軌道への適合には、ガイア アストロメトリーと RV の両方を利用します。
また、以前は不確かだった B 成分の質量の正確な力学的推定を提供し、したがって、170 Myr の年齢を導出します。
システム。重要なことは、新しく発見された HD 206893 c の放射光度が異常に高く、標準的な冷却
曲線は、170 Myr という共通の年齢で、システムの両方のメンバーの明るさを同時に説明することはできません。ただし、
ヘリウム存在量の増加を冷却モデルに組み込むと、HD 206893 c での重水素燃焼レベルが向上します。
予測された光度を測定値と一致させます。
結論。長期的な RV 情報を利用することに加えて、この取り組みは正真正銘の太陽系外惑星の直接画像発見の初期の例です。
それは、ガイアの天体観測によって部分的に導かれました。ガイア アストロメトリーを利用することは、特定するための主要な技術の 1 つになると予想されます。
追加の直接画像化された惑星を特徴付けます。さらに、HD 206893 c は、重水素燃焼領域を狭くまたぐ天体の例です。
重水素燃焼を受ける可能性が高く、重水素燃焼が発生する可能性のある正確な質量を確立するための理想的な実験室になります。
したがって、このような追加の発見は、褐色矮星と見なされる天体と
太陽系外惑星。最後に、この発見は、太陽系外の太陽を直接検出して特徴付けるための光干渉法の力を示すもう 1 つの例です。
それらが2-3 auの氷線軌道分離で形成される惑星。
キーワード。惑星と衛星: 検出 – 技術: 高角度分解能 – 技術: 干渉計 – 計装: 高角度 分解能 – 計装：干渉計 –
図 1. 左: HD 206893 (e.g. Grandjean et al. 2019a) の HARPS 動径速度と、モデル フィットのための後部からのサンプル
ラジアル速度と固有運動異常に。 右: 予測された適切なモーションの最適適合モデルの事後分布
Gaia EDR2固有運動と計算された長期固有運動との差として計算された異常（紫色のヒストグラム）
ガイアとヒッパルコス（図では「HG」と表記）を対比し、赤経と赤緯で個別に表示。 の
青い垂直線は実際の値を示し、1σの不確実性は破線で表されます。
図 2. HD 206893 B (青い軌道) と HD 206893 c (赤い軌道) の測定されたアストロメトリーと一致する軌道のクラスを示す図。
HD 206893 B アストロメトリーは、ミリらで得られたアストロメトリーに由来します。 (2017); デローム等。 (2017); グランジャン等。 (2019a); ストーカー等。
(2020); Ward-Duong等。 （2021）、および最近のGRAVITY検出。 右側のパネルは、一部の拡大 (50 ～ 100 倍) です。
〜50μ秒角の天文精度を強調する軌道。
図 3. Marleau & Cumming (2014) のホットスタート等時線ですが、Baraffe et al. と結合されています。 (2003) Marleau らのように。 (2019) ヘリウム画分あり
HD 206893 Bおよびcの動的質量および取得された光度と比較して、Y = 0.25〜0.40の範囲（実線）。 ベースラインで
ヘリウム含有量 Y = 0.25、170 Myr 等時線 (黒い実線の曲線) は、質量が
27 MJup ですが、c とは一致しません。逆に、50 Myr 等時線 (黒の点線、Y = 0.25) の場合は一致しません。 ヘリウム存在量を Y = 0.33 に増やす
HD 206893 システムの両方のコンポーネントの測定値をほぼ説明できます。
5。結論
内惑星～12 MJup 系外惑星の発見を発表しました。
HD 206893 システムの 3.5 au で、これを最初の 1 つにします。
両方を含む「ハイブリッド」惑星系を直接画像化
褐色矮星 (Milli et al. 2017) と正真正銘の太陽系外惑星。これ
追加の仲間の発見の例でもあります
外側のものの以前の発見に続いて（例えば、ラグランジュ
ら。 2019;ノワク等。 2020）。高精度アストロメトリー
GRAVITY (〜 50–100 µarcsec) によって提供される 12.3 + 1.1 −1.2 MJup HD 206893 cの正確な動的質量を導き出すことができました。
および 27.4+2.3−2.2 MJup HD 206893 B の場合。B の動的質量、
その光度と組み合わせることで、このシステムの約 200 Myr の確固たる年代を即座に明確に確立することができます。 cの質量/光度を使用すると、修正された等時性
モデルを使用すると、この値を約 170 Myr に微調整できます。これは
システムの時代が終わったことを私たちが知るのは初めてです。
動的に測定された周回質量を使用して拘束
仲間。さらに、EGPとBDの両方を同じに持つ
システム、共通の年齢で、HD 206893 は、私たちの
惑星形成の理解、および違いの強調
EGPとBDの形成経路の間。付録 D に示されている動的安定性の分析は、このシステムが、たとえば、
βピクトリスシステム。
システムの正確な年齢を確立することにより、
Marleau & Cumming (2014) から取得した修正モデルを
HD 206893 B と c の異常に類似した光度に対する 1 つの可能な解決策は、ヘリウム存在量の増加であることを示しています。
システムで。ヘリウム存在量の上昇は、重水素燃焼の上昇をもたらし、異常な原因となる可能性があります
c成分の光度が高い。ただし、重要なポイントは
この研究から、非標準の冷却曲線が必要であることがわかります
データとの良好な一致を提供します。 HD 206893 c はハイブリッド系外惑星系に存在するだけでなく、またがる天体です。
重水素燃焼限界、したがって理想的な実験室です
このプロセスが発生する正確な質量を確立します。その進化に劇的な影響を与えることに加えて、持続時間
また、星下天体での重水素燃焼の程度は、
その初期条件と内部構造への貴重な手がかり (例えば、
岩石コアの存在/欠如、初期エントロピー、および初期重水素存在量、Spiegel & Burrows 2012; Mollière & Mor dasini 2012;ボーデンハイマー等。 2013;モルダシーニ 2013)。私たちのもの
これらの問題に取り組み始めた最初の研究であり、
このような追加の研究は、EGP と BD の間のより堅牢な識別を作成するのに役立つ可能性があります
最後に、直接画像化されたのは 2 番目だけであることに加えて、
RV法で存在をほのめかされた系外惑星、
HD 206893 c の正確な動的質量は、この努力が直接イメージングによる最初の発見を表す可能性があることを意味します
ガイアミッションからのホストスターアストロメトリーの正確な測定に部分的に依存している正真正銘の太陽系外惑星の。
これは、恒星以下のコンパニオンに関する他の多くの最近の発見を補完するものです (例えば、Bonavita et al. 2022; Kuzuhara et al. 2022;
フランソン等。 2022年、カリーら。その発見にはガイア天体観測も利用されました。正確な主星ガイアの使用
直接撮像に適した周回惑星への道を示すアストロメトリーは、そのための主要な戦略の 1 つになると期待されています。
直接的な太陽系外惑星の検出と特徴付け、
これにより、現在のダイレクト イメージング EGP 検索の時代が終わります。
検出率が非常に低いことで知られています (例: Bowler &
ニールセン 2018)。第二に、最近の太陽系外惑星の直接画像調査では、感度が限られていました (e.g. Nielsen et al. 2019; Vigan
ら。 2021) での水の氷線の位置と一致する巨大な太陽系外惑星の軌道分布のピークまで
太陽型星の場合は 2-3 au (例: Fernandes et al. 2019; Frelikh
ら。 2019;フルトン等。 2021年）。 βの発見とともに
Pic c (Lagrange et al. 2019; Nowak et al. 2020) この発見
3.5 au の太陽系外惑星は、現在、光干渉法によってこれらの惑星の直接的な特徴付けが可能になったことを示す証拠です。
それらが形成される2-3 auのアイスライン軌道分離。
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