系外惑星にありがちなスーパーアースより大きく海王星より小さい亜海王星。若い氷惑星からヘリウムが逃げてくのか？以下、機械翻訳。
カルメネスにより6億 5,000万歳の亜海王星 HD 235088 b (TOI-1430 b)の周囲にHe i が蒸発する大気を確認https://arxiv.org/abs/2307.05191
2023年 7月 11日に提出
概要
HD 235088 (TOI-1430) は、海王星以下の大きさの惑星候補をホストしていることが知られている若い星です。 HD 235088 b の惑星の性質を検証しました。
マルチバンド測光を使用して惑星パラメータを改良し、主星の新しい年齢推定値を取得し、その年齢を6億から8億年とした。
単一の通過の分光観測により、惑星候補の通過と同時にHe i の過剰な吸収が検出されました。 ここで、私たちは
CARMENES で観測された 1 回の通過により、HD 235088 b の大気中に He i が存在することが確認されました。 また、変動の兆候も検出されました。
ヘリウム信号の強度。吸収は -0.91±0.11 % で、前の測定よりわずかに深い (2σ)。 さらに、
私たちは、球対称の 1D 流体力学モデルを使用して He i 信号をシミュレーションし、HD 235088 b の上層大気が逃げていることを発見しました。
流体力学的に (1.5–5) ×10^10 g s−1 の大幅な質量損失率で発生
比較的低温の流出、T = 3125 ±375 K、光子制限条件内
逃亡体制。 HD 235088 b (Rp = 2.045±0.075 R⊕) は、これまでに固体大気検出で発見された最小の惑星です。He i だけでなく、
他の原子または分子。 これにより、この惑星は、進化する若い海王星下の大気をさらに分析するためのベンチマーク惑星として位置付けられます。
キーワード。 星: 個別: HD 235088 – 惑星と衛星: 個別: HD 235088 b – 惑星と衛星: 大気 – 技術:測光 – 技術: 分光学
1. はじめに
星とともに、惑星も進化し、時間の経過とともに変化します。 形成の初期段階で、彼らは深刻な変化に苦しみます。
内部および外部による物理的および軌道的特性
力 (Baruteau et al. 2016)。 これらの変化の優勢性と時間スケールに関する私たちの知識は限られており、より大きな
大気特性を特徴づける惑星の数が必要です
形成と進化モデルを制約する (Dawson & Johnson2018年; オーウェン＆ライ 2018; ティネッティら。 2018）。 この文脈では、
進化の初期段階における惑星の研究は、
惑星の形成と移動、初生惑星の膨張と蒸発などのさまざまなプロセスをより深く理解する
岩石中心惑星の大気 (Owen & Wu 2017)、および
小さな半径分布における「半径ギャップ」の形成
惑星 (1–4 R⊕; Fulton et al. 2017; Fulton & Petigura 2018)。
若い惑星をホストする星は特に有用です。
彼らの惑星のいくつかはまだ失われたと予測されています。
H/He に富んだ原始大気の拡張。 宇宙ミッション Kepler (Borucki et al. 2010)、K2 (Howell et al. 2014)、
トランジット系外惑星調査衛星 (TESS; Ricker et al.
David et al. 2015) は、K2-33 b (David et al. 2016) など、年齢 1 回転未満の恒星の周りを周回するいくつかの若い惑星を発見しました。
V1298 Tau (David et al. 2019) および AU マイク システムも同様
(Plavchan et al. 2020)。 これらの若い惑星は研究対象として興味深いものですが、若い主星の固有の星の変動のため、分析が非常に困難でもあります。
(Palle et al. 2020b; Benatti et al. 2021)。
さらに、蒸発する可能性のある雰囲気の研究
ミニ海王星の若い人口のうち、特別な関心が寄せられている
「半径ギャップ」の原因を特定するのに役立ちます。 それが、
HD 63433 システム用ケース (Zhang et al. 2022b)、HD 73583 b
(TOI-560 b、Zhang et al. 2022a)、TOI-1683.01、HD 235088.01(TOI-1430.01)、および TOI-2076 b (Zhang et al. 2022a、2023)。
Keck/NIRSPEC 分光器による観察により、HD 73583 の大気中に He i が存在することが確実に確認されました。
TOI-1683.01、HD 235088.01、および TOI2076 b の He i 検出は、単一トランジット観測で行われました。 同じ
TOI-2076 b の部分的な通過も同じ場所から観察されました。
Gaidos らによる赤外線ドップラー (IRD) 分光器を備えた山。 （2023年）。 どちらの分析でも、He i の同様の結果が得られました。
〜1%の過剰な吸収が、その後短時間持続しました。
出口。 ただし、解釈の点で両者は異なります。
特徴: Zhang et al. (2023) 信号は惑星の吸収であると主張しましたが、Gaidos et al. (2023) 恒星のおかげであると考えた
変動性。
この作業では、CARMENES からの高い信号対ノイズ (S/N) スペクトルを使用して、HD 235088 の優れたパラメーターを導き出します。
分光器。 私たちは、この若い K 型星の新しい年齢推定値を取得し、マルチカラー測光を使用して HD 235088 b (TOI-1430 b) が惑星であることを検証します。 CARMENES高解像度搭載
スペクトルにより、He i の以前の検出が確認され、
この He(23S) 信号を分析することで、この惑星の流体力学的脱出を研究し、その上層大気の温度と質量損失率を導き出します。
図 1: HD 235088 の測光スペクトル エネルギー分布
(丸) 0.3 ～ 25 μm。 を備えた黒体ソース
5050 K (実線) の温度は、唯一の目的のために追加されます。
すべての光束が元来光球であることを証明し、
長波長では赤外線束の過剰はありません。 垂直方向の誤差バーは磁束の不確かさを示し、水平方向の誤差バーは
測光通過帯域の幅を考慮します。
図 2: 色の関数としての回転周期分布 G–J for the Pleiades (約 1 億 2,500 万年; Rebull et al. 2016)、Praesepe
(～5億9,000万年; Douglas et al. 2017)、ヒアデス (～6億5,000万年; ダグラス他。 2019) および NGC 6811 (～10億年; Curtis et al. 2019) クラスター。 金色の星は HD 235088 を表します。
図 3: の関数としての Li i の等価幅分布
プレアデス星団の有効温度 (約 1億2500万年; Bouvier et al.2018)、Praesepe (〜5億9,000万年)、およびHyades (〜6億5,000万年; Cummings et al. 2017)。 金色の三角形は HD 235088 を表します。
図 4: HD 235088 (ゴールド スター) の UVW 速度図。 の
キャスター移動グループ、ヒアデス超銀河団 (Hs) のメンバー、
IC 2391 スーパークラスター、ローカル アソシエーション (LA)、およびおおぐま座
Montes らのグループ (UMa) (2001) が含まれます。 楕円は、各ヤング移動グループの UVW の 3σ 値を表します。 HD 235088 はヒアデス超銀河団と一致します。
図 5: HD 235088 TESS 測光 (エラーバー付きの青い点)
周期 P と通過の中心時間 t0 に位相を折り畳んだもの、
(各パネルの上に示されています、t0 単位は BJD − 2 457 000 です)
ジュリエットフィットより。 黒のラインは、以下の用途に最適なトランジットモデルです。
HD 235088 b. オレンジ色の点は、視覚化のためにビン化された測光を示します。 GP モデルはデータから削除されました。
6. He i 吸収のモデル化
次の方法に従ってHe i 吸収スペクトルを分析しました。
HD 209458 b、HD 189733 b、およびGJ 3470 b (Lampón et al. 2020, 2021b,a)、および (最近では)
HAT-P-32 b、WASP-69 b、GJ 1214 b、および WASP-76 b (ランポン他。 2023年）。 簡単に言うと、一次元流体力学を使用しました。
He(23S) 密度を計算するための非局所熱力学的平衡モデルと球対称モデル
惑星の上層大気中の分布 (Lampón et al.2020年）。 その後、He(23S) 吸収は次のように計算されました。
ドップラー線形状を含む一次通過ジオメトリの放射伝達コードを使用 (Lampón et al. 2020)
大気温度、乱流速度、視線に沿って流出するガスの速度によって広がります。 位相平均合成吸収を計算しました（すなわち、
T1 から T4 コンタクトまでの平均）および次の影響が含まれます。
衝撃パラメータ。 いくつかの改善とアップデート
モデルについては、Lampón et al. で説明されています。 （2023年）。 私たちの推定値
惑星の質量は、惑星と恒星の質量比に相当します。
2.5×10−5
。 Eggleton (1983) によって与えられた公式を使用して、この惑星のロッシュ ローブ半径を 2.2 RJ と推定します。
ロッシュの体積に対して約 8.0 % の通過深さ。 したがって、観測された 0.90 % の信号は、惑星のロッシュ ローブ内の物質によって引き起こされた可能性があります。 私たちの詳細な分析では
(下記を参照)、中間温度では次のことがわかりました。
最適な適合 (図 10 を参照)、内部の層の寄与
ロシュローブ（恒星風がないという仮定の下、南西）
総吸収率は約80％です。 この貢献度は、温度が低いほど小さくなり、温度が高いほど小さくなります。 また、それは
恒星風を考慮するとさらに大きくなります。
この惑星に特有のモデル入力については以下で説明します。 システムの恒星と惑星のパラメーターがリストされます。
表 1 の主要な入力は、XUV から近紫外までの恒星のフラックスです。
1Åから2600Åまでの範囲をカバーします。 1 ～ 1600 Å のスペクトル エネルギー分布は、セクション 2 で説明されているようにモデル化されました。 2.2、
そして、Castelli & Kuracz (2003) による光球モデルを使用することで、2600 Å までのカバー範囲が完成しました。 H/He比
は質量損失率 M˙ に影響を与えるもう 1 つの重要なパラメーターです。
惑星上層大気の温度範囲。 以前の研究では、この比率は原子を使用することによって制限されていました。
水素吸収測定 (Lyα または Hα) (Lampón et al.2020、2021b; ランポンら。 2023) または暖房効率の上限に関する理論的議論を使用することによって (Lampón他。 2023年）。 研究された惑星のほとんどでは、97/3 を超える大きな H/He 比が見つかっています。 特に、海王星サブ GJ 1214 b については、98/2 という値を導き出しました (Lampón et al.2023年）。 この惑星は、分析された惑星の中で、HD 235088 b に最も大きさが近い惑星です。 したがって、さらなる情報が不足していることを考えると、H/He 比については、この分析でも同じ値を使用します。
この惑星の He(23S) 分布は非常に高いことがわかりました。
ｂ． モデル化された例
熱圏温度に対する複合通過の透過率（異なるフェーズの平均）を図 9 に示します。
3000 K および 2.4 × 10^10 g/ s の亜星質量減少率
。 この惑星の表面重力は弱いため、速度は
流体力学モデルから生じる流出ガスの
たとえば 5 ～ 15 km/ s の範囲の低い半径でも非常に大きくなります。
r = 2 ～ 15 Rp の場合、非常に顕著な広がりが生じます (図 9 の青とオレンジの曲線を比較してください)。 説明どおり
虫。 5.3、吸収ピークは青色の波長にシフトします
−6.6 km /s まで、観察されたものの大部分が
大気は観測者に向かって流れています。 同様のブルーシフト
He(23S) が検出された惑星のほとんどで発見されています。
1D 球面および均質モデルでは予測できないため、
つまり、-6.6 km/ s の正味シフトを課しました。
私たちの計算では。
上で説明した方法を使用して、惑星の上層大気の質量損失率と温度を次のように制限します。
(1.5～5)×10^10g /s の範囲T = 2750 K ～ 3500 K (「図10）。 この惑星には非常に広大な大気が存在するため、
高地での He(2^3S) の吸収は顕著であるため、恒星風の潜在的な影響を推定することをお勧めします
(例: Vidotto & Cleary 2020; Lampón et al. 2023 を参照)。 やった
これは、大気はまだ球形であるが、星以下の方向の電離界面までしか広がっていないという仮定によるものです (参照)
詳細については、Lampón et al. 2023年を参照してください。） 結果 (次のように表示されます)
図 10 の黒い三角形は、強い SW が影響を受けないことを示しています。
公称 M˙ -T 範囲を大幅に変更します。 さらに、
H/He 比を制限することはできませんでしたが、この比を変化させた場合の影響も調査しました (図 10 を参照)。 結果は次のことを示しています
結果 (次のように表示されます)
図 10 の黒い三角形は、強い SW が影響を受けないことを示しています。
公称 M˙ -T 範囲を大幅に変更します。 さらに、
H/He 比を制限することはできませんでしたが、この比を変化させた場合の影響も調査しました (図 10 を参照)。 結果は、H/He 比を 99/1 に増やしても、
質量損失率。 ただし、比率が 90/10 と低い場合 (以前の結果を考慮すると考えられない)、質量損失率は次のようになります。
大幅に低くなります。張ら。 (2023) 温度は 6700 ± 300 K と推定
質量損失率は約1.3 × 10^11 g / s この惑星のために。 私たち
両方とも大幅に小さい値が得られます。 異なる FXUV 恒星フラックス (3 倍、参照) を仮定しましたが、
上記）、これでは違いが説明できないことがわかりました。 代わりに、モデルの上限を 10 ～ 15 RP と仮定すると、
H/He = 90/10 の値 (Zhang et al. 2023 は 11 RP を使用し、H/He = 90/10; M. チャン、私立 通信 2023) 私たちの結果は一致しています
良い。 それでも、非常に強力な力が必要になるため、SWは惑星の風をそれらの高度に閉じ込めるために、
現在の調査結果は、H/He 比が高いことを示唆していますが、このシナリオの可能性は低く、質量損失率と温度は次のとおりであると考えています。
私たちが導き出すものはよりもっともらしいです。
理論的な観点から、次のことを決定することが重要です。
惑星の流体力学的脱出体制。 続いて、
以前の研究で使用された方法 (Lampón et al. 2021a; Lampón他。 2023)、想定される H/He 比 98/2 では、
この惑星は光子制限領域にあり、加熱効率は 0.23 ± 0.03 です。 ただし、H/He 比が 90/10 の場合、
まだ光子制限領域にあるものの、エネルギーが限られている場合、特に低温（3000 K）では。
7. 結論
K型星の新しい恒星パラメータを導出した HD 235088 で、新しい年齢推定値は 600 ～800万歳です。
さらにマルチバンド測光を利用することで、MuSCAT2、HD 235088 b の惑星の性質を確認
そしてその惑星パラメータを洗練しました。 半径はRp = 2.045±0.075 R⊕、HD 235088 b は若い海王星亜星です
「半径ギャップ」谷に近い惑星 (Fulton et al. 2017; Fulton & Petigura 2018)。 さらに興味深いのは、次のような確認です。
蒸発する He i 大気の CARMENES スペクトル。
−0.91±0.11%という過剰吸収は、ZhangらによるKeck/NIRSPECによる以前の検出よりも～2σ深い。（2023年）。の
吸収深さの違いは、He i 変動の可能性を示唆しており、これはさらなる He i 観察によって明らかにされるべきです。
また、送信中に検出された He i 信号も分析しました。
流体力学モデリングによるスペクトル。 と比較して
以前に研究された惑星 (Lampón et al. 2023)、質量損失
HD 235088 b の速度と温度は通常、予想範囲内にあります。 に応じて質量損失率が低くなります。
中程度の XUV 照射レベル、および低い重力ポテンシャルを考慮すると予想どおりの低温です。その質量損失率と
温度は亜海王星GJ 3470 b および GJ 1214 b の温度よりわずかに低い。
HD 235088 b より小さい系外惑星は 3 つだけです
大気検知機能付き6
、すべて暫定的なものであり、
ハッブル宇宙望遠鏡またはジェームズ・ウェッブ宇宙に基づいています
望遠鏡観測: GJ 1132 b (1.16±0.11 R⊕、Swain et al.
2021)、GJ 486 b (1.34 ± 0.06 R⊕、Moran et al. 2023)、および
LHS 1140 b (1.727±0.032 R⊕、Edwards et al. 2021)。 この中で
作業中、大気中にHe iの存在を確認しました。
HD 235088 b、この惑星はそのようなものを備えた最小の惑星になります。
堅牢な大気検出 - He i だけでなくあらゆる原子の検出
または分子。
カルメネスにより6億 5,000万歳の亜海王星 HD 235088 b (TOI-1430 b)の周囲にHe i が蒸発する大気を確認https://arxiv.org/abs/2307.05191
2023年 7月 11日に提出
概要
HD 235088 (TOI-1430) は、海王星以下の大きさの惑星候補をホストしていることが知られている若い星です。 HD 235088 b の惑星の性質を検証しました。
マルチバンド測光を使用して惑星パラメータを改良し、主星の新しい年齢推定値を取得し、その年齢を6億から8億年とした。
単一の通過の分光観測により、惑星候補の通過と同時にHe i の過剰な吸収が検出されました。 ここで、私たちは
CARMENES で観測された 1 回の通過により、HD 235088 b の大気中に He i が存在することが確認されました。 また、変動の兆候も検出されました。
ヘリウム信号の強度。吸収は -0.91±0.11 % で、前の測定よりわずかに深い (2σ)。 さらに、
私たちは、球対称の 1D 流体力学モデルを使用して He i 信号をシミュレーションし、HD 235088 b の上層大気が逃げていることを発見しました。
流体力学的に (1.5–5) ×10^10 g s−1 の大幅な質量損失率で発生
比較的低温の流出、T = 3125 ±375 K、光子制限条件内
逃亡体制。 HD 235088 b (Rp = 2.045±0.075 R⊕) は、これまでに固体大気検出で発見された最小の惑星です。He i だけでなく、
他の原子または分子。 これにより、この惑星は、進化する若い海王星下の大気をさらに分析するためのベンチマーク惑星として位置付けられます。
キーワード。 星: 個別: HD 235088 – 惑星と衛星: 個別: HD 235088 b – 惑星と衛星: 大気 – 技術:測光 – 技術: 分光学
1. はじめに
星とともに、惑星も進化し、時間の経過とともに変化します。 形成の初期段階で、彼らは深刻な変化に苦しみます。
内部および外部による物理的および軌道的特性
力 (Baruteau et al. 2016)。 これらの変化の優勢性と時間スケールに関する私たちの知識は限られており、より大きな
大気特性を特徴づける惑星の数が必要です
形成と進化モデルを制約する (Dawson & Johnson2018年; オーウェン＆ライ 2018; ティネッティら。 2018）。 この文脈では、
進化の初期段階における惑星の研究は、
惑星の形成と移動、初生惑星の膨張と蒸発などのさまざまなプロセスをより深く理解する
岩石中心惑星の大気 (Owen & Wu 2017)、および
小さな半径分布における「半径ギャップ」の形成
惑星 (1–4 R⊕; Fulton et al. 2017; Fulton & Petigura 2018)。
若い惑星をホストする星は特に有用です。
彼らの惑星のいくつかはまだ失われたと予測されています。
H/He に富んだ原始大気の拡張。 宇宙ミッション Kepler (Borucki et al. 2010)、K2 (Howell et al. 2014)、
トランジット系外惑星調査衛星 (TESS; Ricker et al.
David et al. 2015) は、K2-33 b (David et al. 2016) など、年齢 1 回転未満の恒星の周りを周回するいくつかの若い惑星を発見しました。
V1298 Tau (David et al. 2019) および AU マイク システムも同様
(Plavchan et al. 2020)。 これらの若い惑星は研究対象として興味深いものですが、若い主星の固有の星の変動のため、分析が非常に困難でもあります。
(Palle et al. 2020b; Benatti et al. 2021)。
さらに、蒸発する可能性のある雰囲気の研究
ミニ海王星の若い人口のうち、特別な関心が寄せられている
「半径ギャップ」の原因を特定するのに役立ちます。 それが、
HD 63433 システム用ケース (Zhang et al. 2022b)、HD 73583 b
(TOI-560 b、Zhang et al. 2022a)、TOI-1683.01、HD 235088.01(TOI-1430.01)、および TOI-2076 b (Zhang et al. 2022a、2023)。
Keck/NIRSPEC 分光器による観察により、HD 73583 の大気中に He i が存在することが確実に確認されました。
TOI-1683.01、HD 235088.01、および TOI2076 b の He i 検出は、単一トランジット観測で行われました。 同じ
TOI-2076 b の部分的な通過も同じ場所から観察されました。
Gaidos らによる赤外線ドップラー (IRD) 分光器を備えた山。 （2023年）。 どちらの分析でも、He i の同様の結果が得られました。
〜1%の過剰な吸収が、その後短時間持続しました。
出口。 ただし、解釈の点で両者は異なります。
特徴: Zhang et al. (2023) 信号は惑星の吸収であると主張しましたが、Gaidos et al. (2023) 恒星のおかげであると考えた
変動性。
この作業では、CARMENES からの高い信号対ノイズ (S/N) スペクトルを使用して、HD 235088 の優れたパラメーターを導き出します。
分光器。 私たちは、この若い K 型星の新しい年齢推定値を取得し、マルチカラー測光を使用して HD 235088 b (TOI-1430 b) が惑星であることを検証します。 CARMENES高解像度搭載
スペクトルにより、He i の以前の検出が確認され、
この He(23S) 信号を分析することで、この惑星の流体力学的脱出を研究し、その上層大気の温度と質量損失率を導き出します。
図 1: HD 235088 の測光スペクトル エネルギー分布
(丸) 0.3 ～ 25 μm。 を備えた黒体ソース
5050 K (実線) の温度は、唯一の目的のために追加されます。
すべての光束が元来光球であることを証明し、
長波長では赤外線束の過剰はありません。 垂直方向の誤差バーは磁束の不確かさを示し、水平方向の誤差バーは
測光通過帯域の幅を考慮します。
図 2: 色の関数としての回転周期分布 G–J for the Pleiades (約 1 億 2,500 万年; Rebull et al. 2016)、Praesepe
(～5億9,000万年; Douglas et al. 2017)、ヒアデス (～6億5,000万年; ダグラス他。 2019) および NGC 6811 (～10億年; Curtis et al. 2019) クラスター。 金色の星は HD 235088 を表します。
図 3: の関数としての Li i の等価幅分布
プレアデス星団の有効温度 (約 1億2500万年; Bouvier et al.2018)、Praesepe (〜5億9,000万年)、およびHyades (〜6億5,000万年; Cummings et al. 2017)。 金色の三角形は HD 235088 を表します。
図 4: HD 235088 (ゴールド スター) の UVW 速度図。 の
キャスター移動グループ、ヒアデス超銀河団 (Hs) のメンバー、
IC 2391 スーパークラスター、ローカル アソシエーション (LA)、およびおおぐま座
Montes らのグループ (UMa) (2001) が含まれます。 楕円は、各ヤング移動グループの UVW の 3σ 値を表します。 HD 235088 はヒアデス超銀河団と一致します。
図 5: HD 235088 TESS 測光 (エラーバー付きの青い点)
周期 P と通過の中心時間 t0 に位相を折り畳んだもの、
(各パネルの上に示されています、t0 単位は BJD − 2 457 000 です)
ジュリエットフィットより。 黒のラインは、以下の用途に最適なトランジットモデルです。
HD 235088 b. オレンジ色の点は、視覚化のためにビン化された測光を示します。 GP モデルはデータから削除されました。
6. He i 吸収のモデル化
次の方法に従ってHe i 吸収スペクトルを分析しました。
HD 209458 b、HD 189733 b、およびGJ 3470 b (Lampón et al. 2020, 2021b,a)、および (最近では)
HAT-P-32 b、WASP-69 b、GJ 1214 b、および WASP-76 b (ランポン他。 2023年）。 簡単に言うと、一次元流体力学を使用しました。
He(23S) 密度を計算するための非局所熱力学的平衡モデルと球対称モデル
惑星の上層大気中の分布 (Lampón et al.2020年）。 その後、He(23S) 吸収は次のように計算されました。
ドップラー線形状を含む一次通過ジオメトリの放射伝達コードを使用 (Lampón et al. 2020)
大気温度、乱流速度、視線に沿って流出するガスの速度によって広がります。 位相平均合成吸収を計算しました（すなわち、
T1 から T4 コンタクトまでの平均）および次の影響が含まれます。
衝撃パラメータ。 いくつかの改善とアップデート
モデルについては、Lampón et al. で説明されています。 （2023年）。 私たちの推定値
惑星の質量は、惑星と恒星の質量比に相当します。
2.5×10−5
。 Eggleton (1983) によって与えられた公式を使用して、この惑星のロッシュ ローブ半径を 2.2 RJ と推定します。
ロッシュの体積に対して約 8.0 % の通過深さ。 したがって、観測された 0.90 % の信号は、惑星のロッシュ ローブ内の物質によって引き起こされた可能性があります。 私たちの詳細な分析では
(下記を参照)、中間温度では次のことがわかりました。
最適な適合 (図 10 を参照)、内部の層の寄与
ロシュローブ（恒星風がないという仮定の下、南西）
総吸収率は約80％です。 この貢献度は、温度が低いほど小さくなり、温度が高いほど小さくなります。 また、それは
恒星風を考慮するとさらに大きくなります。
この惑星に特有のモデル入力については以下で説明します。 システムの恒星と惑星のパラメーターがリストされます。
表 1 の主要な入力は、XUV から近紫外までの恒星のフラックスです。
1Åから2600Åまでの範囲をカバーします。 1 ～ 1600 Å のスペクトル エネルギー分布は、セクション 2 で説明されているようにモデル化されました。 2.2、
そして、Castelli & Kuracz (2003) による光球モデルを使用することで、2600 Å までのカバー範囲が完成しました。 H/He比
は質量損失率 M˙ に影響を与えるもう 1 つの重要なパラメーターです。
惑星上層大気の温度範囲。 以前の研究では、この比率は原子を使用することによって制限されていました。
水素吸収測定 (Lyα または Hα) (Lampón et al.2020、2021b; ランポンら。 2023) または暖房効率の上限に関する理論的議論を使用することによって (Lampón他。 2023年）。 研究された惑星のほとんどでは、97/3 を超える大きな H/He 比が見つかっています。 特に、海王星サブ GJ 1214 b については、98/2 という値を導き出しました (Lampón et al.2023年）。 この惑星は、分析された惑星の中で、HD 235088 b に最も大きさが近い惑星です。 したがって、さらなる情報が不足していることを考えると、H/He 比については、この分析でも同じ値を使用します。
この惑星の He(23S) 分布は非常に高いことがわかりました。
ｂ． モデル化された例
熱圏温度に対する複合通過の透過率（異なるフェーズの平均）を図 9 に示します。
3000 K および 2.4 × 10^10 g/ s の亜星質量減少率
。 この惑星の表面重力は弱いため、速度は
流体力学モデルから生じる流出ガスの
たとえば 5 ～ 15 km/ s の範囲の低い半径でも非常に大きくなります。
r = 2 ～ 15 Rp の場合、非常に顕著な広がりが生じます (図 9 の青とオレンジの曲線を比較してください)。 説明どおり
虫。 5.3、吸収ピークは青色の波長にシフトします
−6.6 km /s まで、観察されたものの大部分が
大気は観測者に向かって流れています。 同様のブルーシフト
He(23S) が検出された惑星のほとんどで発見されています。
1D 球面および均質モデルでは予測できないため、
つまり、-6.6 km/ s の正味シフトを課しました。
私たちの計算では。
上で説明した方法を使用して、惑星の上層大気の質量損失率と温度を次のように制限します。
(1.5～5)×10^10g /s の範囲T = 2750 K ～ 3500 K (「図10）。 この惑星には非常に広大な大気が存在するため、
高地での He(2^3S) の吸収は顕著であるため、恒星風の潜在的な影響を推定することをお勧めします
(例: Vidotto & Cleary 2020; Lampón et al. 2023 を参照)。 やった
これは、大気はまだ球形であるが、星以下の方向の電離界面までしか広がっていないという仮定によるものです (参照)
詳細については、Lampón et al. 2023年を参照してください。） 結果 (次のように表示されます)
図 10 の黒い三角形は、強い SW が影響を受けないことを示しています。
公称 M˙ -T 範囲を大幅に変更します。 さらに、
H/He 比を制限することはできませんでしたが、この比を変化させた場合の影響も調査しました (図 10 を参照)。 結果は次のことを示しています
結果 (次のように表示されます)
図 10 の黒い三角形は、強い SW が影響を受けないことを示しています。
公称 M˙ -T 範囲を大幅に変更します。 さらに、
H/He 比を制限することはできませんでしたが、この比を変化させた場合の影響も調査しました (図 10 を参照)。 結果は、H/He 比を 99/1 に増やしても、
質量損失率。 ただし、比率が 90/10 と低い場合 (以前の結果を考慮すると考えられない)、質量損失率は次のようになります。
大幅に低くなります。張ら。 (2023) 温度は 6700 ± 300 K と推定
質量損失率は約1.3 × 10^11 g / s この惑星のために。 私たち
両方とも大幅に小さい値が得られます。 異なる FXUV 恒星フラックス (3 倍、参照) を仮定しましたが、
上記）、これでは違いが説明できないことがわかりました。 代わりに、モデルの上限を 10 ～ 15 RP と仮定すると、
H/He = 90/10 の値 (Zhang et al. 2023 は 11 RP を使用し、H/He = 90/10; M. チャン、私立 通信 2023) 私たちの結果は一致しています
良い。 それでも、非常に強力な力が必要になるため、SWは惑星の風をそれらの高度に閉じ込めるために、
現在の調査結果は、H/He 比が高いことを示唆していますが、このシナリオの可能性は低く、質量損失率と温度は次のとおりであると考えています。
私たちが導き出すものはよりもっともらしいです。
理論的な観点から、次のことを決定することが重要です。
惑星の流体力学的脱出体制。 続いて、
以前の研究で使用された方法 (Lampón et al. 2021a; Lampón他。 2023)、想定される H/He 比 98/2 では、
この惑星は光子制限領域にあり、加熱効率は 0.23 ± 0.03 です。 ただし、H/He 比が 90/10 の場合、
まだ光子制限領域にあるものの、エネルギーが限られている場合、特に低温（3000 K）では。
7. 結論
K型星の新しい恒星パラメータを導出した HD 235088 で、新しい年齢推定値は 600 ～800万歳です。
さらにマルチバンド測光を利用することで、MuSCAT2、HD 235088 b の惑星の性質を確認
そしてその惑星パラメータを洗練しました。 半径はRp = 2.045±0.075 R⊕、HD 235088 b は若い海王星亜星です
「半径ギャップ」谷に近い惑星 (Fulton et al. 2017; Fulton & Petigura 2018)。 さらに興味深いのは、次のような確認です。
蒸発する He i 大気の CARMENES スペクトル。
−0.91±0.11%という過剰吸収は、ZhangらによるKeck/NIRSPECによる以前の検出よりも～2σ深い。（2023年）。の
吸収深さの違いは、He i 変動の可能性を示唆しており、これはさらなる He i 観察によって明らかにされるべきです。
また、送信中に検出された He i 信号も分析しました。
流体力学モデリングによるスペクトル。 と比較して
以前に研究された惑星 (Lampón et al. 2023)、質量損失
HD 235088 b の速度と温度は通常、予想範囲内にあります。 に応じて質量損失率が低くなります。
中程度の XUV 照射レベル、および低い重力ポテンシャルを考慮すると予想どおりの低温です。その質量損失率と
温度は亜海王星GJ 3470 b および GJ 1214 b の温度よりわずかに低い。
HD 235088 b より小さい系外惑星は 3 つだけです
大気検知機能付き6
、すべて暫定的なものであり、
ハッブル宇宙望遠鏡またはジェームズ・ウェッブ宇宙に基づいています
望遠鏡観測: GJ 1132 b (1.16±0.11 R⊕、Swain et al.
2021)、GJ 486 b (1.34 ± 0.06 R⊕、Moran et al. 2023)、および
LHS 1140 b (1.727±0.032 R⊕、Edwards et al. 2021)。 この中で
作業中、大気中にHe iの存在を確認しました。
HD 235088 b、この惑星はそのようなものを備えた最小の惑星になります。
堅牢な大気検出 - He i だけでなくあらゆる原子の検出
または分子。
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