TOI3261bは半径が地球の3.8倍、質量が地球の30.3倍と見積もられ遠方で形成されたガス惑星が恒星に接近する過程でガスをはぎ取られたホットジュピターがホットネプチューンに進化中の系外惑星と見られています。どちらにしても太陽系には無いタイプの惑星。長期観測で大気の散逸の度合いが分かってくる。以下、機械翻訳。
熱い海王星砂漠で生き残る: 超高温海王星 TOI-3261b の発見
最近発見された海王星サイズの超短周期惑星（USP）は、既存の惑星形成理論に疑問を投げかけています。ホットネプチューン砂漠のこれらの惑星が、より小型の岩石質USPと同様の起源を持つのか、あるいはこの個別の集団がまったく異なる形成経路の証拠なのかは不明です。私たちは、軌道周期P = 0.88日の超高温海王星TOI-3261bの発見を報告します。ホスト星は、V = 13.2等級、わずかに太陽を超える金属量（[Fe/H] ≃ 0.15）、d = 300 pcの非活動K1.5主系列星です。トランジット系外惑星サーベイ衛星とラスクンブレス天文台グローバル望遠鏡のデータを使用して、TOI-3261bの半径は3.82+0.42−0.35 R⊕であることがわかりました。さらに、ESPRESSO と HARPS の視線速度から、質量が 30.3+2.2-2.4 M⊕ であることが明らかになりました。これは、より長い軌道にある海王星サイズの惑星の平均質量の 2 倍以上です。私たちは、潮汐剥離と光蒸発による惑星の進化をシミュレートして、TOI-3261b の現在の特性を再現できる質量損失の複数のメカニズムを調査しました。熱進化モデルは、TOI-3261b が、その全質量の約 5% を占める揮発性物質で潜在的に富化された外層を保持することを示唆しています。これは、これまでに発見された超高温海王星の中で 2 番目に高い外層質量分率であり、TOI-3261b は大気追跡観測の理想的な候補となります。キーワード: 惑星系、惑星と衛星: 検出、恒星: 個別 (TOI-3261)
1. はじめに
超短周期惑星 (USP) は、軌道周期 P < 1 日の惑星で、形成後最初の 1 億年間は極度の FUV と X 線フラックスに晒されることが多い (Owen & Wu 2013)。これらは、惑星進化の限界にある高放射線量の天体の集団である。現在までに、USP 惑星の大部分は、スーパーアース (R < 2R⊕) とホットジュピター (R > 6R⊕) の 2 つの集団のいずれかに分類される。これらの短周期での現代の太陽系外惑星調査の検出効率が高いことを考えると、注目すべきことに、軌道周期が 5 日未満の海王星サイズの惑星は存在しない。
この「ホット ネプチューン砂漠」（Szab´o & Kiss 2011）は、惑星進化の自然な結果として解釈されています。
海王星サイズの惑星は、極端な恒星放射線にさらされて外層を失い、小さな岩石質の USP の集団に加わります（Owen & Wu 2013; Lopez
& Fortney 2013）。
しかし、トランジット系外惑星サーベイ衛星（TESS）は最近、生き残った少数の惑星を発見しました。
これらはすべて、ホット ネプチューン砂漠内にしっかりと存在します。TOI-849b
（Armstrong 他 2020）、LTT-9779b（Jenkins 他 2020b）、TOI-332b（Osborn 他 2023）、および TOI-1853b
（Naponiello 他 2023）。 4 つとも、その大きさの割に異常に高い質量を示し、その範囲は 29-73 M⊕ です。さらに、これらの惑星のうち 3 つ (TOI-849b、LTT-9779b、TOI-332b) は、軌道周期が極めて短いにもかかわらず、ホストに非常に近い位置で海王星サイズの半径を保っています。これは、従来の USP とは異なる形成経路の痕跡を示しており、まったく異なるアイデンティティを示している可能性があります。岩石質の USP は、半径が海王星の半径までの惑星のコア類似体として機能する可能性がありますが、これらの海王星サイズの USP は、ガス巨星の残存コアである可能性があります。私たちは、その大きさの割に異常に高い質量 (> 25 M⊕) を持つ、海王星サイズ (3-5R⊕) の USP として知られている 4 番目の TOI-3261b の発見を紹介します。セクション 2 では、TOI-3261 システムの天文測定、測光、分光、および画像観測をまとめます。セクション 3 では、システム パラメータの分析について説明します。これには、高解像度分光法と広帯域測光法を使用した恒星の存在量の特性評価、RV モデルの選択、およびグローバル モデルの説明が含まれます。セクション 4 では、グローバル モデルによって生成された最適なパラメータをまとめ、システムの形成と進化を調べるためのさまざまな質量損失シミュレーションの結果を示します。また、TOI-3261b の内部モデリングを行って、その比較的大きな密度の原因を調査します。最後に、巨大惑星の内部にアクセスするために TOI-3261b の特性評価を行うための今後のフォローアップ作業の必要性について説明します。
表1. TOI-3261の天体測定と測光
Gaia DR3 ICRS α および δ の位置は、Vizier によってエポック J2000.0 に補正されました。銀河の直交座標速度 (太陽系重心フレーム): U は銀河中心に向かって正、V は銀河の回転に向かって正、W は北銀河極に向かって正、Stot は太陽系重心に対する総速度です (ESA 1997 の ICRS から銀河への変換に従う)。参考文献: 1) Kunimoto 他 (2022a)、2) Stassun 他 (2019b)、3) Cutri 他 (2003)、4) Gaia Collaboration 他 (2022)、5) Bailer-Jones 他 (2021)、6) この研究で推定、7) Bianchi 他(2017)、8) この研究 (§3)、Gaia DR3 および Lallement et al. (2019) からの推定値を考慮し、9) Zacharias et al. (2013)。
図 1. TOI-3261 のマルチセクター、生の TESS 光度曲線。セクター 2、6、13 の光度曲線は、30 分間隔の観測周期を持つ FFI から取得されています。セクター 27、28、29、36 は、10 分間隔の FFI データを示しています。セクター 63、66、67、68、69 の光度曲線は、SPOC 2 分データを示しています。
図 2. I バンドのデルタ等級と天空分離の感度曲線。4 インチ四方の画像の切り抜きが埋め込まれています。
星を中心に、挿入画像は SOAR 4.1 m 望遠鏡の高解像度カメラで観測された TOI-3261 のスペックル自己相関関数 (ACF) を示しています。
ピクセル スケールは 1 ピクセルあたり 0.01575 インチです。
図 3. ATLAS9 モデル (Teff = 5000 K、[Fe/H] = 0 dex、log(g) = 4dex) を重ね合わせた恒星のスペクトル エネルギー分布。個々の点は Gaia DR2 クロスマッチ カタログからの測光データを表します。水平方向の誤差はバンドパス幅を示します。
図 4. HARPS 観測から得られた Lomb-Scargle 周期図。縦の破線は TOI-3261b の周期を示し、横の線は計算された 0.5%、0.1%、0.01% の誤報確率を表します。一番上のパネルは惑星周期のピークを示していますが、活動指標の周期図 (下の 3 つのパネル) では 0.88 日付近に顕著なピークは見られません。上のパネルの約 8 日のピークは天体物理学的なものではなく、惑星信号が除去されると消えます。
4. 結果と考察
4.1. 最適システムパラメータ
トランジット、SED、RV の統合モデリングから得られた結果の中央値は、表 6 にまとめられています。TESS と LCO 測光法に最もよく適合するモデルは図 5 に示され、最もよく適合する RV モデルは図 6 に示されています。
グローバルフィットにより、TOI-3261b は、公転周期が 0.88 日、半径が 3.82+0.42-0.35R⊕ である、海王星サイズ (3-5 R⊕) の USP として 4 番目であることが確認されました (図 7)。さらに、TOI-3261b の質量は 30.3+2.2−2.4 M⊕ で、体積密度は 3.0+1.1−0.8g cm^−3 となり、密度が高すぎる USP 海王星 (密度は海王星の密度 1.64 g cm−3 よりも大きい) の仲間入りを果たします。その大きな半径は、TOI3261b がガスの外殻を保持し、核には水が含まれている可能性があることを示唆しています (図 11)。TOI-3261b は、この種の天体としては 4 番目に発見されたものにすぎないため、これらの珍しい惑星の形成理論を検証する貴重な機会となります。
図 5. 上の 3 つのパネル: TOI-3261 の位相折り返し TESS FFI/HLSP および SPOC 光曲線。藤色のビンデータと、最もよく適合するバットマン通過モデルが重ねて表示されています。異なるリズムで取得されたデータは別々に表示されます。これは、観測リズムによって、通過形状の変化を考慮するために光曲線の異なるスーパーサンプリングが必要になるためです。下の 3 つのパネル: 位相折り返し LCO 光曲線。ビンエラーバーが含まれています。これらのパネルは、上の 3 つと同じ配色を使用しています。
図 6. TOI-3261 の位相折り返し HARPS + ESPRESSO 視線速度。最良適合 RadVel モデルが重ねられ、残差が下のパネルに表示されます。ピンクの十字は HARPS データ ポイントを表し、紫色の四角は ESPRESSO データを表します。
また、TOI-3261のベストフィット質量と金属量を使用して、ESPRESSOスペクトルの活動指数を相関させ、その年齢を推定しました。ACTIN4（Gomes da Silva et al. 2018、2021）を使用してESPRESSOスペクトルからCaII指数値を抽出し、Gomes da Silva et al.（2021）で説明されている方法に従ってlog（R′ HK）指数に変換しました。log（R′ HK）Ca II指数の中央値は-5.16 ± 0.05 dexでした。Lorenzo-Oliveira et al.（2016）の年齢質量金属量活動関係を使用すると、TOI-3261の年齢は6.5 ± 2.1 Gyrになります。この方法論は、質量と金属量の偏りを考慮して活動と年齢の関係を再調整し、星震の年齢とより相関のある年齢推定値を提供します。
注目すべき結果の1つは、TOI-3261の金属量（[Fe/H] = 0.138+0.048 -0.037 dex）です。他のUSP海王星と同様に、TOI3261bは金属が豊富な恒星にホストされています。超高温海王星が金属量の高い恒星の周囲で形成される傾向は、Dai et al.（2021）によって確立されており、これはホットジュピターが金属が豊富な恒星の周囲で形成される傾向と一致しています（Fischer＆Valenti 2005）。一方、地球のUSPは、金属量の高いホストの周囲で形成される傾向を共有していません（Winn et al. 2017）。これは、超高温海王星はより小型の地球型惑星とは異なる種族であり、ホットジュピターの子孫である可能性があるという考えに信憑性を与えます。
4.2. 惑星の構成と光蒸発モデリング
TOI-3261bの光蒸発履歴をモデル化し、惑星全体の質量損失への潜在的な寄与を理解します。Pythonコードphotoevolver(Fern´andez Fern´andez et al. 2023)を使用して、惑星の内部構造を解き、光蒸発による大気の進化をモデル化します。TOI-3261bの内部を、固体コアと純粋なH/Heエンベロープで構成される2層モデルで近似します。このフレームワークでは、惑星のすべての金属がコア内にあります。これらの仮定のもと、惑星の現在の特性から、外殻質量分率は 5.1±2.6% であることがわかります。これは、現在知られている海王星サイズの USP の中で 2 番目に高い外殻質量分率です。
私たちのモデルでは、Lopez & Fortney (2014) の計算も使用して、外殻の厚さを 1.3±0.3 R⊕ と推定しています。
図 7. TOI-3261b と、2024 年 2 月 4 日現在 NASA 太陽系外惑星アーカイブによってマークされた、公開され確認された太陽系外惑星集団との関係。密度マップは、半径日射空間における確認された太陽系外惑星の分布を示しています。他の海王星サイズの USP は濃い青で示され、TOI-3261b は赤で表されています。TOI-3261b は、高放射量での海王星サイズの太陽系外惑星の不足によって示されるように、ホット ネプチューン砂漠の真中に位置しています。
恒星のXUVフラックスは、Johnstone et al. (2021) の恒星進化グリッドから推定され、恒星の年齢は6.5 ± 2.1 Gyrと仮定されています。恒星の放射フラックスの仮定 (低、中、高の範囲) を変えて、TOI-3261bの質量損失への影響を調査します。これらの値は、Johnstone et al. (2021) の恒星進化トラックによって推定された恒星のXUVフラックスの2σ下限、中、上限から取得されます。この時間スケールで、TOI-3261bの光蒸発履歴をシミュレートして、その元の大きさを推測します。これらのシミュレーションでは、再結合などの蒸発の他の影響を考慮した、Kubyshkina et al. (2018) の非エネルギー制限質量損失定式化を採用しています。シミュレーションを 10 Myr で初期化し、さまざまな初期エンベロープ質量分率 (図 8) で惑星の半径の進化を追跡し、Chen & Rogers (2016) のモデルを使用してエンベロープ構造を構築します。放射フラックスや初期エンベロープ質量分率に関係なく、これらのモデルでは、エンベロープが H/He などの軽元素のみで構成されている場合、高い脱出率が得られ、どのシナリオでも惑星がエンベロープを保持できないことがわかります。したがって、エンベロープが現在まで存続する場合、TOI-3261b の大気は純粋な H/He で構成することはできません。代わりに、金属がコアからエンベロープに分布していると仮定すると、エンベロープの密度が増加すると脱出に対する耐性が高まり、TOI-3261b は、同じ程度の XUV 照射でより長い時間スケールにわたってエンベロープを保持できるようになります。Thorngren らによる惑星進化シミュレーションを使用して、 (2023) では、同様のアプローチを適用して、TOI3261b の質量と半径の進化をさまざまなコア質量の関数としてモデル化しました。ただし、以前のシミュレーションとは異なり、この場合はエネルギー制限された質量損失率を想定せず、エンベロープの金属量が変化することを許容します。
初期条件は、コア質量を選択し、軌道が観測された惑星の質量と半径と交差するようにエンベロープの金属量を調整することによって生成されます。通常、エンベロープの金属量は [Fe/H] = 0.6-0.8 の範囲内に留まります。コアは等温で、コアがエンベロープと出会う場所に温度の不連続はなく、この境界を越えてエネルギーが自由に伝達されると想定されています。図 9 に示すこれらのモデルでは、惑星の初期質量の下限は 50 M⊕ で、コア質量は 10-20 M⊕ の間になります。このモデルでは、このシステムの年齢が約 6.5 Gyr であると仮定した場合、10 Myr のときの TOI-3261b の半径は現在のサイズの 2 倍以下であったことも判明しています。初期質量が大きいほど、現在の質量に達するまでに長い時間スケールが必要なため、光蒸発によって木星または土星サイズの惑星が宇宙の年齢内で TOI-3261b のような天体に縮小することはできません。つまり、TOI-3261b が実際にガス巨星として発生した場合、他のメカニズムがそのサイズを縮小したに違いありません。4.3. 祖先ガス巨星の潮汐剥離TOI-3261b が巨大惑星として形成されたケースを調査するには、より激しい質量損失メカニズムを呼び出す必要があります。高い離心率の移動の結果として近点距離が十分に短縮された場合、巨大惑星はロッシュローブを満たし、ロッシュローブオーバーフロー (RLO) によって質量を失うことになります。RLO によって恒星に物質が集積されると、惑星は同時に半径が縮小し、外側に移動します (Valsecchi 他 2015)。ロッシュローブを満たさなくなると質量の損失は停止します。ほとんどの場合、RLO によってガスエンベロープ全体が完全に剥ぎ取られますが、より質量の大きい惑星はエンベロープの一部を保持して、TOI-3261b のような海王星サイズの天体を生成することができます (Liu 他 2013; Valsecchi 他 2015)。これは、惑星が収縮すると、密度が増加するため質量損失に対する耐性が高まり、残りのエンベロープを保持できるようになるためです。 TOI-3261b の観測された位置と、以前は低かったと推測される密度は、どちらも RLO の誘発につながります。Liu ら (2013) の式 1 に従うと、TOI-3261b の現在の潮汐破壊半径は rt = 0.77 R⊙ となります。この惑星の現在の半長径は、af ∼ 4.7 rt (または初期の潮汐破壊半径 3.5rt,o) です。特定の軌道角運動量が円形化プロセス中に保存されると仮定すると、その元の近点距離はおよそ rp,0 ∼ af /2 = 1.75rt,0 になります。TOI-3261 b の祖先が木星と同程度の密度 (∼1.0 g cm−3) を持つと推定すると、元の潮汐破壊半径は rt,o です。 rp,o / rt,o < 2 なので、TOI-3261b が元々木星に似ていたとしたら、最初の近点通過時に質量の大部分を失ったはずです (Faber et al. 2005; Guillochon et al. 2011)。
図 8. TOI-3261b の半径の変化を、初期外殻質量分率の変化の関数として表したもの。開始年齢は 10 Myr。これらのシミュレーションでは、純粋な H/He 外殻を想定しています。左、中央、右のパネルは、それぞれ低、中、高レベルの恒星放射を受けている間の惑星の半径の変化を示しています。白丸は、惑星の現在の半径と年齢を示し、両方のパラメーターに関連するエラーバーも表示されます。
図 9. TOI-3261b の質量 (上段) と半径 (下段) の進化の軌跡。Thorngren ら (2023) のモデルを使用。これらのモデルは、金属が豊富な外層を想定しています。惑星の質量損失は、さまざまな初期質量とコア質量でモデル化されています。軌跡が観測された質量と半径を通過するポイントは、紫色の四角で示されています。
我々は、(Gu et al. 2003) に従って、TOI-3261b がガス惑星の残余核であると仮定して、その質量損失と軌道移動を計算しました。我々のシミュレーションは、0.012 AU の距離にある、核質量 29.5 M⊕ を持つ 0.5 木星質量の惑星で初期化されました。我々は、RLO による長半径と惑星質量の変化を追跡し (図 10)、このメカニズムによって、TOI-3261b と同じ質量と位置にある天体が、祖先巨大惑星から生成される可能性があることを発見しました。このメカニズムは、光蒸発よりも短い時間スケールで動作し、数 Gyr 以内に巨大惑星を剥ぎ取ることができる可能性があります (Valsecchi et al. 2014)。 TOI-3261 b の現在の質量と位置は、20 M⊕ のコアを持つ質量損失を経験している木星質量の惑星の断熱進化の最終結果とも一致しています (Liu et al. 2013)。Liu et al. (2013) の流体力学シミュレーションでは、コアを持つ惑星を、MESA モデルで実装されている 1 次元近似ではなく、複合ポリトロープとして表しています。これは、潮汐相互作用中の惑星の動的応答を正確にモデル化します。それでも、これらのアプローチは両方とも一貫した結果をもたらします。Valsecchi et al. (2015) の図 5 と 6 に基づくと、TOI-3261b のコア質量は 15 M⊕ と 30 M⊕ の進化曲線の間の位置と一致しているため、RLO は惑星の現在の特性で最高潮に達します。
4.4. 今後の観測
図 10. Gu ら (2003) の接近に続いて、ロッシュ ローブ オーバーフローによる潮汐剥離の結果としての TOI-3261b の半長径 (上) と質量 (下) の変化。
星は惑星の現在の位置と質量を示します。
図 11. 超高温海王星の質量半径分布と従来の USP の質量半径分布の比較。等高線図は、2024 年 2 月 4 日現在、太陽系外惑星アーカイブに掲載されている確認済みの公開済み太陽系外惑星の集団の質量半径空間における密度を示しています。後者の集団は純粋な岩石で構成されていますが、海王星サイズの USP は、水を豊富に含むコアの上に無視できない外層を持つと予想されます。重ねてプロットされているのは、純粋な岩石、純粋な水、およびさまざまな H2 質量分率を持つ岩石と水の組み合わせのコアの質量半径関係です。惑星の構成に基づく質量半径関係は、Zeng ら (2016) から引用されています。
TOI-3261b の大気分析により、豊富な情報が得られるでしょう。これは、海王星サイズの USP のほんの一握りだけでなく、一般的な高温巨大惑星にも当てはまる可能性があります。たとえば、TOI-3261b の K 型ホスト スターは、準安定 1083 nm ヘリウム線を励起するのに理想的です (Spake 他 2018)。惑星からのヘリウム流出を調査すると、惑星が恒星に近いため、既存のヘリウムが漏れ出すため、原始大気の存在が明らかになる可能性があります。海王星サイズの惑星に関するこれまでの結果と一致して、ヘリウム流出信号は、光学領域での通過よりも 5 ～ 10 倍深くなると予想されます。約 1% の吸収が予想されるこの信号は、ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡 (VLT) の CRIRES+ のような南半球の高解像度赤外線分光器でのみ検出可能です。TOI-3261b の複数の通過を収集することで、ヘリウムの流出を明確に検出し、大気の組成シナリオを区別することができます。逆に、検出されない場合は、TOI-3261b が平均分子量の高い濃縮二次大気を保持していることを意味し、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) のようなより強力な機器による追跡調査が必要になります。JWST は、TOI-3261 b の性質について前例のない見解を提供します。Kempton らによって確立されたフレームワークを使用すると、 (2018) では、TOI-3261b の ESM が 12.02 と算出されましたが、これは TOI-332b および TOI849b の値と一致します。これは、ベンチマーク TESS 惑星の推奨 ESM 値 7.5 よりも高い値です (Kempton ら 2018)。LTT-9779b および TOI-849b は、それぞれ位相曲線および食測定を取得するために、すでに JWST/NIRSpec による時間を確保されています。TOI-3261b の ESM が高いことから、「剥ぎ取られたコア」シナリオから予測されるように、この惑星が高金属量であるかどうかを判断できます。高金属量シナリオでは、JWST による GJ 1214b の観測で行われたように、全球循環モデルを使用して惑星の大気ダイナミクスを分析できます (Kempton ら 2023; Gao ら 2023)。また、TOI-3261b の C/O 比を測定し、その形成場所を推測することもできます。
TOI-3261b は、これまでに発見された USP 海王星の中で最も密度が低いものの 1 つで、LTT-9779b に次ぐものです。つまり、最終段階で TOI-849b や TOI-332b のような高密度のコアが形成されると仮定すると、TOI-3261b は外殻の質量損失の中間段階のスナップショットを提供します。ホスト スターの恒星活動が無視できるほど小さいことも、JWST 観測の実現可能性を高めます。なぜなら、星黒点などの特徴によって惑星の放射スペクトルが変化し、導出されたパラメーターの不確実性が増す可能性があるからです (Zellem ら、2017 年)。
フォローアップのもう 1 つの方法は、ロシター マクラフリン (RM) 効果による TOI-3261b の黄道傾斜角の測定です。これらの観測は大気データを補完し、システムの歴史に関するより情報に基づいた見解を生み出します。惑星が恒星とずれている場合、これは衝突など、その歴史の初期に激しい動的プロセスがあった証拠となります。ただし、ホスト スターの等級が暗く、v sin i が低く、通過時間が短いため、恒星の黄道傾斜角を測定することは非常に困難です。Triaud (2017) の式 1 から、RM の半振幅は 1 m/s になると予想されます。ESPRESSO で 15 分、20 分の露出で達成した精度がわずか 2 m/s であったことを考えると、必要な SNR に到達するには、TOI-3261b の通過を複数回観測する必要があります。 1 m/s の信号を確認するために必要なリソース集約型のプログラムは、精度が機器自体の固有のジッターによって制限され始めるため、現実的には実行可能ではない可能性があります。HARPS RV データセットの約 200 日のベースライン全体で傾向は検出されず、周期グラムには、このベースラインよりも短い周期を持つ追加の惑星を示唆する信号は示されていません。ただし、数年単位のタイムスケールで軌道を回る伴惑星を完全に排除することはできません。たとえば、軌道周期が 1 年で、sin(i) = 1 の円軌道を想定すると、0.53 MJup よりも質量が大きい惑星は、HARPS データセットで 3-σ レベルで検出できます。質量の小さい伴惑星は半振幅が小さすぎて確認できず、RV ベースラインは、追加の長周期惑星を示唆する傾向を明らかにするには長さが足りません。 TOI-3261 の継続的な分光モニタリングは、他の惑星の存在を確認または否定するために不可欠です。それらの存在により、TOI-3261b が現在の軌道に到達した経緯が明らかになる可能性があるためです。これは、海王星サイズの USP を祖先であるホット ジュピターの集団に結び付けるか、複数の惑星系に存在する傾向がある従来の USP の起源に近いものを明らかにする重要な方法になります (Dai et al. 2021)。これまでのところ、USP 海王星の伴星は発見されておらず、それらは岩石 USP とは異なり、異なる方法で形成される可能性があることを示唆しています。
熱い海王星砂漠で生き残る: 超高温海王星 TOI-3261b の発見
最近発見された海王星サイズの超短周期惑星（USP）は、既存の惑星形成理論に疑問を投げかけています。ホットネプチューン砂漠のこれらの惑星が、より小型の岩石質USPと同様の起源を持つのか、あるいはこの個別の集団がまったく異なる形成経路の証拠なのかは不明です。私たちは、軌道周期P = 0.88日の超高温海王星TOI-3261bの発見を報告します。ホスト星は、V = 13.2等級、わずかに太陽を超える金属量（[Fe/H] ≃ 0.15）、d = 300 pcの非活動K1.5主系列星です。トランジット系外惑星サーベイ衛星とラスクンブレス天文台グローバル望遠鏡のデータを使用して、TOI-3261bの半径は3.82+0.42−0.35 R⊕であることがわかりました。さらに、ESPRESSO と HARPS の視線速度から、質量が 30.3+2.2-2.4 M⊕ であることが明らかになりました。これは、より長い軌道にある海王星サイズの惑星の平均質量の 2 倍以上です。私たちは、潮汐剥離と光蒸発による惑星の進化をシミュレートして、TOI-3261b の現在の特性を再現できる質量損失の複数のメカニズムを調査しました。熱進化モデルは、TOI-3261b が、その全質量の約 5% を占める揮発性物質で潜在的に富化された外層を保持することを示唆しています。これは、これまでに発見された超高温海王星の中で 2 番目に高い外層質量分率であり、TOI-3261b は大気追跡観測の理想的な候補となります。キーワード: 惑星系、惑星と衛星: 検出、恒星: 個別 (TOI-3261)
1. はじめに
超短周期惑星 (USP) は、軌道周期 P < 1 日の惑星で、形成後最初の 1 億年間は極度の FUV と X 線フラックスに晒されることが多い (Owen & Wu 2013)。これらは、惑星進化の限界にある高放射線量の天体の集団である。現在までに、USP 惑星の大部分は、スーパーアース (R < 2R⊕) とホットジュピター (R > 6R⊕) の 2 つの集団のいずれかに分類される。これらの短周期での現代の太陽系外惑星調査の検出効率が高いことを考えると、注目すべきことに、軌道周期が 5 日未満の海王星サイズの惑星は存在しない。
この「ホット ネプチューン砂漠」（Szab´o & Kiss 2011）は、惑星進化の自然な結果として解釈されています。
海王星サイズの惑星は、極端な恒星放射線にさらされて外層を失い、小さな岩石質の USP の集団に加わります（Owen & Wu 2013; Lopez
& Fortney 2013）。
しかし、トランジット系外惑星サーベイ衛星（TESS）は最近、生き残った少数の惑星を発見しました。
これらはすべて、ホット ネプチューン砂漠内にしっかりと存在します。TOI-849b
（Armstrong 他 2020）、LTT-9779b（Jenkins 他 2020b）、TOI-332b（Osborn 他 2023）、および TOI-1853b
（Naponiello 他 2023）。 4 つとも、その大きさの割に異常に高い質量を示し、その範囲は 29-73 M⊕ です。さらに、これらの惑星のうち 3 つ (TOI-849b、LTT-9779b、TOI-332b) は、軌道周期が極めて短いにもかかわらず、ホストに非常に近い位置で海王星サイズの半径を保っています。これは、従来の USP とは異なる形成経路の痕跡を示しており、まったく異なるアイデンティティを示している可能性があります。岩石質の USP は、半径が海王星の半径までの惑星のコア類似体として機能する可能性がありますが、これらの海王星サイズの USP は、ガス巨星の残存コアである可能性があります。私たちは、その大きさの割に異常に高い質量 (> 25 M⊕) を持つ、海王星サイズ (3-5R⊕) の USP として知られている 4 番目の TOI-3261b の発見を紹介します。セクション 2 では、TOI-3261 システムの天文測定、測光、分光、および画像観測をまとめます。セクション 3 では、システム パラメータの分析について説明します。これには、高解像度分光法と広帯域測光法を使用した恒星の存在量の特性評価、RV モデルの選択、およびグローバル モデルの説明が含まれます。セクション 4 では、グローバル モデルによって生成された最適なパラメータをまとめ、システムの形成と進化を調べるためのさまざまな質量損失シミュレーションの結果を示します。また、TOI-3261b の内部モデリングを行って、その比較的大きな密度の原因を調査します。最後に、巨大惑星の内部にアクセスするために TOI-3261b の特性評価を行うための今後のフォローアップ作業の必要性について説明します。
表1. TOI-3261の天体測定と測光
Gaia DR3 ICRS α および δ の位置は、Vizier によってエポック J2000.0 に補正されました。銀河の直交座標速度 (太陽系重心フレーム): U は銀河中心に向かって正、V は銀河の回転に向かって正、W は北銀河極に向かって正、Stot は太陽系重心に対する総速度です (ESA 1997 の ICRS から銀河への変換に従う)。参考文献: 1) Kunimoto 他 (2022a)、2) Stassun 他 (2019b)、3) Cutri 他 (2003)、4) Gaia Collaboration 他 (2022)、5) Bailer-Jones 他 (2021)、6) この研究で推定、7) Bianchi 他(2017)、8) この研究 (§3)、Gaia DR3 および Lallement et al. (2019) からの推定値を考慮し、9) Zacharias et al. (2013)。
図 1. TOI-3261 のマルチセクター、生の TESS 光度曲線。セクター 2、6、13 の光度曲線は、30 分間隔の観測周期を持つ FFI から取得されています。セクター 27、28、29、36 は、10 分間隔の FFI データを示しています。セクター 63、66、67、68、69 の光度曲線は、SPOC 2 分データを示しています。
図 2. I バンドのデルタ等級と天空分離の感度曲線。4 インチ四方の画像の切り抜きが埋め込まれています。
星を中心に、挿入画像は SOAR 4.1 m 望遠鏡の高解像度カメラで観測された TOI-3261 のスペックル自己相関関数 (ACF) を示しています。
ピクセル スケールは 1 ピクセルあたり 0.01575 インチです。
図 3. ATLAS9 モデル (Teff = 5000 K、[Fe/H] = 0 dex、log(g) = 4dex) を重ね合わせた恒星のスペクトル エネルギー分布。個々の点は Gaia DR2 クロスマッチ カタログからの測光データを表します。水平方向の誤差はバンドパス幅を示します。
図 4. HARPS 観測から得られた Lomb-Scargle 周期図。縦の破線は TOI-3261b の周期を示し、横の線は計算された 0.5%、0.1%、0.01% の誤報確率を表します。一番上のパネルは惑星周期のピークを示していますが、活動指標の周期図 (下の 3 つのパネル) では 0.88 日付近に顕著なピークは見られません。上のパネルの約 8 日のピークは天体物理学的なものではなく、惑星信号が除去されると消えます。
4. 結果と考察
4.1. 最適システムパラメータ
トランジット、SED、RV の統合モデリングから得られた結果の中央値は、表 6 にまとめられています。TESS と LCO 測光法に最もよく適合するモデルは図 5 に示され、最もよく適合する RV モデルは図 6 に示されています。
グローバルフィットにより、TOI-3261b は、公転周期が 0.88 日、半径が 3.82+0.42-0.35R⊕ である、海王星サイズ (3-5 R⊕) の USP として 4 番目であることが確認されました (図 7)。さらに、TOI-3261b の質量は 30.3+2.2−2.4 M⊕ で、体積密度は 3.0+1.1−0.8g cm^−3 となり、密度が高すぎる USP 海王星 (密度は海王星の密度 1.64 g cm−3 よりも大きい) の仲間入りを果たします。その大きな半径は、TOI3261b がガスの外殻を保持し、核には水が含まれている可能性があることを示唆しています (図 11)。TOI-3261b は、この種の天体としては 4 番目に発見されたものにすぎないため、これらの珍しい惑星の形成理論を検証する貴重な機会となります。
図 5. 上の 3 つのパネル: TOI-3261 の位相折り返し TESS FFI/HLSP および SPOC 光曲線。藤色のビンデータと、最もよく適合するバットマン通過モデルが重ねて表示されています。異なるリズムで取得されたデータは別々に表示されます。これは、観測リズムによって、通過形状の変化を考慮するために光曲線の異なるスーパーサンプリングが必要になるためです。下の 3 つのパネル: 位相折り返し LCO 光曲線。ビンエラーバーが含まれています。これらのパネルは、上の 3 つと同じ配色を使用しています。
図 6. TOI-3261 の位相折り返し HARPS + ESPRESSO 視線速度。最良適合 RadVel モデルが重ねられ、残差が下のパネルに表示されます。ピンクの十字は HARPS データ ポイントを表し、紫色の四角は ESPRESSO データを表します。
また、TOI-3261のベストフィット質量と金属量を使用して、ESPRESSOスペクトルの活動指数を相関させ、その年齢を推定しました。ACTIN4（Gomes da Silva et al. 2018、2021）を使用してESPRESSOスペクトルからCaII指数値を抽出し、Gomes da Silva et al.（2021）で説明されている方法に従ってlog（R′ HK）指数に変換しました。log（R′ HK）Ca II指数の中央値は-5.16 ± 0.05 dexでした。Lorenzo-Oliveira et al.（2016）の年齢質量金属量活動関係を使用すると、TOI-3261の年齢は6.5 ± 2.1 Gyrになります。この方法論は、質量と金属量の偏りを考慮して活動と年齢の関係を再調整し、星震の年齢とより相関のある年齢推定値を提供します。
注目すべき結果の1つは、TOI-3261の金属量（[Fe/H] = 0.138+0.048 -0.037 dex）です。他のUSP海王星と同様に、TOI3261bは金属が豊富な恒星にホストされています。超高温海王星が金属量の高い恒星の周囲で形成される傾向は、Dai et al.（2021）によって確立されており、これはホットジュピターが金属が豊富な恒星の周囲で形成される傾向と一致しています（Fischer＆Valenti 2005）。一方、地球のUSPは、金属量の高いホストの周囲で形成される傾向を共有していません（Winn et al. 2017）。これは、超高温海王星はより小型の地球型惑星とは異なる種族であり、ホットジュピターの子孫である可能性があるという考えに信憑性を与えます。
4.2. 惑星の構成と光蒸発モデリング
TOI-3261bの光蒸発履歴をモデル化し、惑星全体の質量損失への潜在的な寄与を理解します。Pythonコードphotoevolver(Fern´andez Fern´andez et al. 2023)を使用して、惑星の内部構造を解き、光蒸発による大気の進化をモデル化します。TOI-3261bの内部を、固体コアと純粋なH/Heエンベロープで構成される2層モデルで近似します。このフレームワークでは、惑星のすべての金属がコア内にあります。これらの仮定のもと、惑星の現在の特性から、外殻質量分率は 5.1±2.6% であることがわかります。これは、現在知られている海王星サイズの USP の中で 2 番目に高い外殻質量分率です。
私たちのモデルでは、Lopez & Fortney (2014) の計算も使用して、外殻の厚さを 1.3±0.3 R⊕ と推定しています。
図 7. TOI-3261b と、2024 年 2 月 4 日現在 NASA 太陽系外惑星アーカイブによってマークされた、公開され確認された太陽系外惑星集団との関係。密度マップは、半径日射空間における確認された太陽系外惑星の分布を示しています。他の海王星サイズの USP は濃い青で示され、TOI-3261b は赤で表されています。TOI-3261b は、高放射量での海王星サイズの太陽系外惑星の不足によって示されるように、ホット ネプチューン砂漠の真中に位置しています。
恒星のXUVフラックスは、Johnstone et al. (2021) の恒星進化グリッドから推定され、恒星の年齢は6.5 ± 2.1 Gyrと仮定されています。恒星の放射フラックスの仮定 (低、中、高の範囲) を変えて、TOI-3261bの質量損失への影響を調査します。これらの値は、Johnstone et al. (2021) の恒星進化トラックによって推定された恒星のXUVフラックスの2σ下限、中、上限から取得されます。この時間スケールで、TOI-3261bの光蒸発履歴をシミュレートして、その元の大きさを推測します。これらのシミュレーションでは、再結合などの蒸発の他の影響を考慮した、Kubyshkina et al. (2018) の非エネルギー制限質量損失定式化を採用しています。シミュレーションを 10 Myr で初期化し、さまざまな初期エンベロープ質量分率 (図 8) で惑星の半径の進化を追跡し、Chen & Rogers (2016) のモデルを使用してエンベロープ構造を構築します。放射フラックスや初期エンベロープ質量分率に関係なく、これらのモデルでは、エンベロープが H/He などの軽元素のみで構成されている場合、高い脱出率が得られ、どのシナリオでも惑星がエンベロープを保持できないことがわかります。したがって、エンベロープが現在まで存続する場合、TOI-3261b の大気は純粋な H/He で構成することはできません。代わりに、金属がコアからエンベロープに分布していると仮定すると、エンベロープの密度が増加すると脱出に対する耐性が高まり、TOI-3261b は、同じ程度の XUV 照射でより長い時間スケールにわたってエンベロープを保持できるようになります。Thorngren らによる惑星進化シミュレーションを使用して、 (2023) では、同様のアプローチを適用して、TOI3261b の質量と半径の進化をさまざまなコア質量の関数としてモデル化しました。ただし、以前のシミュレーションとは異なり、この場合はエネルギー制限された質量損失率を想定せず、エンベロープの金属量が変化することを許容します。
初期条件は、コア質量を選択し、軌道が観測された惑星の質量と半径と交差するようにエンベロープの金属量を調整することによって生成されます。通常、エンベロープの金属量は [Fe/H] = 0.6-0.8 の範囲内に留まります。コアは等温で、コアがエンベロープと出会う場所に温度の不連続はなく、この境界を越えてエネルギーが自由に伝達されると想定されています。図 9 に示すこれらのモデルでは、惑星の初期質量の下限は 50 M⊕ で、コア質量は 10-20 M⊕ の間になります。このモデルでは、このシステムの年齢が約 6.5 Gyr であると仮定した場合、10 Myr のときの TOI-3261b の半径は現在のサイズの 2 倍以下であったことも判明しています。初期質量が大きいほど、現在の質量に達するまでに長い時間スケールが必要なため、光蒸発によって木星または土星サイズの惑星が宇宙の年齢内で TOI-3261b のような天体に縮小することはできません。つまり、TOI-3261b が実際にガス巨星として発生した場合、他のメカニズムがそのサイズを縮小したに違いありません。4.3. 祖先ガス巨星の潮汐剥離TOI-3261b が巨大惑星として形成されたケースを調査するには、より激しい質量損失メカニズムを呼び出す必要があります。高い離心率の移動の結果として近点距離が十分に短縮された場合、巨大惑星はロッシュローブを満たし、ロッシュローブオーバーフロー (RLO) によって質量を失うことになります。RLO によって恒星に物質が集積されると、惑星は同時に半径が縮小し、外側に移動します (Valsecchi 他 2015)。ロッシュローブを満たさなくなると質量の損失は停止します。ほとんどの場合、RLO によってガスエンベロープ全体が完全に剥ぎ取られますが、より質量の大きい惑星はエンベロープの一部を保持して、TOI-3261b のような海王星サイズの天体を生成することができます (Liu 他 2013; Valsecchi 他 2015)。これは、惑星が収縮すると、密度が増加するため質量損失に対する耐性が高まり、残りのエンベロープを保持できるようになるためです。 TOI-3261b の観測された位置と、以前は低かったと推測される密度は、どちらも RLO の誘発につながります。Liu ら (2013) の式 1 に従うと、TOI-3261b の現在の潮汐破壊半径は rt = 0.77 R⊙ となります。この惑星の現在の半長径は、af ∼ 4.7 rt (または初期の潮汐破壊半径 3.5rt,o) です。特定の軌道角運動量が円形化プロセス中に保存されると仮定すると、その元の近点距離はおよそ rp,0 ∼ af /2 = 1.75rt,0 になります。TOI-3261 b の祖先が木星と同程度の密度 (∼1.0 g cm−3) を持つと推定すると、元の潮汐破壊半径は rt,o です。 rp,o / rt,o < 2 なので、TOI-3261b が元々木星に似ていたとしたら、最初の近点通過時に質量の大部分を失ったはずです (Faber et al. 2005; Guillochon et al. 2011)。
図 8. TOI-3261b の半径の変化を、初期外殻質量分率の変化の関数として表したもの。開始年齢は 10 Myr。これらのシミュレーションでは、純粋な H/He 外殻を想定しています。左、中央、右のパネルは、それぞれ低、中、高レベルの恒星放射を受けている間の惑星の半径の変化を示しています。白丸は、惑星の現在の半径と年齢を示し、両方のパラメーターに関連するエラーバーも表示されます。
図 9. TOI-3261b の質量 (上段) と半径 (下段) の進化の軌跡。Thorngren ら (2023) のモデルを使用。これらのモデルは、金属が豊富な外層を想定しています。惑星の質量損失は、さまざまな初期質量とコア質量でモデル化されています。軌跡が観測された質量と半径を通過するポイントは、紫色の四角で示されています。
我々は、(Gu et al. 2003) に従って、TOI-3261b がガス惑星の残余核であると仮定して、その質量損失と軌道移動を計算しました。我々のシミュレーションは、0.012 AU の距離にある、核質量 29.5 M⊕ を持つ 0.5 木星質量の惑星で初期化されました。我々は、RLO による長半径と惑星質量の変化を追跡し (図 10)、このメカニズムによって、TOI-3261b と同じ質量と位置にある天体が、祖先巨大惑星から生成される可能性があることを発見しました。このメカニズムは、光蒸発よりも短い時間スケールで動作し、数 Gyr 以内に巨大惑星を剥ぎ取ることができる可能性があります (Valsecchi et al. 2014)。 TOI-3261 b の現在の質量と位置は、20 M⊕ のコアを持つ質量損失を経験している木星質量の惑星の断熱進化の最終結果とも一致しています (Liu et al. 2013)。Liu et al. (2013) の流体力学シミュレーションでは、コアを持つ惑星を、MESA モデルで実装されている 1 次元近似ではなく、複合ポリトロープとして表しています。これは、潮汐相互作用中の惑星の動的応答を正確にモデル化します。それでも、これらのアプローチは両方とも一貫した結果をもたらします。Valsecchi et al. (2015) の図 5 と 6 に基づくと、TOI-3261b のコア質量は 15 M⊕ と 30 M⊕ の進化曲線の間の位置と一致しているため、RLO は惑星の現在の特性で最高潮に達します。
4.4. 今後の観測
図 10. Gu ら (2003) の接近に続いて、ロッシュ ローブ オーバーフローによる潮汐剥離の結果としての TOI-3261b の半長径 (上) と質量 (下) の変化。
星は惑星の現在の位置と質量を示します。
図 11. 超高温海王星の質量半径分布と従来の USP の質量半径分布の比較。等高線図は、2024 年 2 月 4 日現在、太陽系外惑星アーカイブに掲載されている確認済みの公開済み太陽系外惑星の集団の質量半径空間における密度を示しています。後者の集団は純粋な岩石で構成されていますが、海王星サイズの USP は、水を豊富に含むコアの上に無視できない外層を持つと予想されます。重ねてプロットされているのは、純粋な岩石、純粋な水、およびさまざまな H2 質量分率を持つ岩石と水の組み合わせのコアの質量半径関係です。惑星の構成に基づく質量半径関係は、Zeng ら (2016) から引用されています。
TOI-3261b の大気分析により、豊富な情報が得られるでしょう。これは、海王星サイズの USP のほんの一握りだけでなく、一般的な高温巨大惑星にも当てはまる可能性があります。たとえば、TOI-3261b の K 型ホスト スターは、準安定 1083 nm ヘリウム線を励起するのに理想的です (Spake 他 2018)。惑星からのヘリウム流出を調査すると、惑星が恒星に近いため、既存のヘリウムが漏れ出すため、原始大気の存在が明らかになる可能性があります。海王星サイズの惑星に関するこれまでの結果と一致して、ヘリウム流出信号は、光学領域での通過よりも 5 ～ 10 倍深くなると予想されます。約 1% の吸収が予想されるこの信号は、ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡 (VLT) の CRIRES+ のような南半球の高解像度赤外線分光器でのみ検出可能です。TOI-3261b の複数の通過を収集することで、ヘリウムの流出を明確に検出し、大気の組成シナリオを区別することができます。逆に、検出されない場合は、TOI-3261b が平均分子量の高い濃縮二次大気を保持していることを意味し、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) のようなより強力な機器による追跡調査が必要になります。JWST は、TOI-3261 b の性質について前例のない見解を提供します。Kempton らによって確立されたフレームワークを使用すると、 (2018) では、TOI-3261b の ESM が 12.02 と算出されましたが、これは TOI-332b および TOI849b の値と一致します。これは、ベンチマーク TESS 惑星の推奨 ESM 値 7.5 よりも高い値です (Kempton ら 2018)。LTT-9779b および TOI-849b は、それぞれ位相曲線および食測定を取得するために、すでに JWST/NIRSpec による時間を確保されています。TOI-3261b の ESM が高いことから、「剥ぎ取られたコア」シナリオから予測されるように、この惑星が高金属量であるかどうかを判断できます。高金属量シナリオでは、JWST による GJ 1214b の観測で行われたように、全球循環モデルを使用して惑星の大気ダイナミクスを分析できます (Kempton ら 2023; Gao ら 2023)。また、TOI-3261b の C/O 比を測定し、その形成場所を推測することもできます。
TOI-3261b は、これまでに発見された USP 海王星の中で最も密度が低いものの 1 つで、LTT-9779b に次ぐものです。つまり、最終段階で TOI-849b や TOI-332b のような高密度のコアが形成されると仮定すると、TOI-3261b は外殻の質量損失の中間段階のスナップショットを提供します。ホスト スターの恒星活動が無視できるほど小さいことも、JWST 観測の実現可能性を高めます。なぜなら、星黒点などの特徴によって惑星の放射スペクトルが変化し、導出されたパラメーターの不確実性が増す可能性があるからです (Zellem ら、2017 年)。
フォローアップのもう 1 つの方法は、ロシター マクラフリン (RM) 効果による TOI-3261b の黄道傾斜角の測定です。これらの観測は大気データを補完し、システムの歴史に関するより情報に基づいた見解を生み出します。惑星が恒星とずれている場合、これは衝突など、その歴史の初期に激しい動的プロセスがあった証拠となります。ただし、ホスト スターの等級が暗く、v sin i が低く、通過時間が短いため、恒星の黄道傾斜角を測定することは非常に困難です。Triaud (2017) の式 1 から、RM の半振幅は 1 m/s になると予想されます。ESPRESSO で 15 分、20 分の露出で達成した精度がわずか 2 m/s であったことを考えると、必要な SNR に到達するには、TOI-3261b の通過を複数回観測する必要があります。 1 m/s の信号を確認するために必要なリソース集約型のプログラムは、精度が機器自体の固有のジッターによって制限され始めるため、現実的には実行可能ではない可能性があります。HARPS RV データセットの約 200 日のベースライン全体で傾向は検出されず、周期グラムには、このベースラインよりも短い周期を持つ追加の惑星を示唆する信号は示されていません。ただし、数年単位のタイムスケールで軌道を回る伴惑星を完全に排除することはできません。たとえば、軌道周期が 1 年で、sin(i) = 1 の円軌道を想定すると、0.53 MJup よりも質量が大きい惑星は、HARPS データセットで 3-σ レベルで検出できます。質量の小さい伴惑星は半振幅が小さすぎて確認できず、RV ベースラインは、追加の長周期惑星を示唆する傾向を明らかにするには長さが足りません。 TOI-3261 の継続的な分光モニタリングは、他の惑星の存在を確認または否定するために不可欠です。それらの存在により、TOI-3261b が現在の軌道に到達した経緯が明らかになる可能性があるためです。これは、海王星サイズの USP を祖先であるホット ジュピターの集団に結び付けるか、複数の惑星系に存在する傾向がある従来の USP の起源に近いものを明らかにする重要な方法になります (Dai et al. 2021)。これまでのところ、USP 海王星の伴星は発見されておらず、それらは岩石 USP とは異なり、異なる方法で形成される可能性があることを示唆しています。
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