천문학

외계 행성 회전 기간

외계 행성 회전 기간


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우리가 관찰 한 데이터를 기반으로 외계 행성의 회전 기간을 결정할 수있는 방법이 있습니까?


외계 행성이 축을 중심으로 회전하는 데 걸리는 시간을 의미합니까? 이동 방법은 별 앞을 지나갈 때 외계 행성의 존재를 감지하는 데 사용됩니다 (지구에서 볼 때). 몇 번의 환승 후 당신은 얻을 수 있습니다 궤도 함수 기간, i. 이자형. 행성이 별 주위를 공전하는 데 걸리는 시간입니다.

천체 (외계 행성 포함)의 자전주기를 측정하는 방법이 있습니다. 도플러 효과를 사용하여 행성의 빛이 회전 할 때 파장의 변화를 측정 할 수 있습니다. 이 기술은 외계 행성 Beta Pictoris b의 회전주기를 측정하는 데 사용되었습니다.

(우리의 관점에서 볼 때) 행성이 오른쪽에서 왼쪽으로 회전한다고 가정합니다. 그렇다면 행성 원반의 오른쪽 가장자리는 우리를 향해 움직이고 왼쪽 가장자리는 우리에게서 멀어 질 것입니다. 따라서 오른쪽에서 나오는 빛의 파장은 약간 짧아집니다 (즉, 블루 시프트) 왼쪽에서 오는 것보다 적색 편이). 파장의 차이가 클수록 행성은 더 빨리 회전합니다. 위의 기사에서 인용 한 방법은 좀 더 복잡해 보이지만 그것이 기본입니다.

또는 충분한 해상도로 행성을 이미지화 할 수 있다면 표면에서 다른 지형이나 패턴을 발견 할 수 있으며 이러한 패턴이 동일한 겉보기 위치에 다시 나타나는 데 걸리는 시간을 측정하여 계산할 수 있습니다. 회전 기간. 그러나 이것은 적어도 우리가 지금 가지고있는 도구로는 대부분의 외계 행성에게는 불가능할 것입니다.


천문학 자들이 인근 별 궤도를 도는 새로운 초 지구 외계 행성을 감지하다

장기 신호와 회전주기를 뺀 후 GJ 740 b 궤도주기를 사용한 RV 시계열의 위상 접힌 곡선. 각 분광기의 지터 조건이 원래 RV 오류에 추가되었습니다. 빨간색 실선은 행성 모델을 나타냅니다. 하단 : 모델을 뺀 후의 잔차. 출처 : Toledo-Padrón et al., 2021.

방사형 속도 (RV) 기술을 사용하여 천문학 자들은 HADES 및 CARMENES 프로그램의 일부로 새로운 초 지구 외계 세계를 발견했습니다. 새로 발견 된 외계 행성 GJ 740 b는 약 36 광년 떨어진 밝은 별을 공전하며 지구보다 최소 3 배 더 무겁습니다. 이 발견은 arXiv 사전 인쇄 서버에 2 월 18 일에 게시 된 논문에보고되었습니다.

방사 속도 (RV) 기술 덕분에 지금까지 600 개가 넘는 외계 행성이 감지되었으며 그중 116 개가 M 왜성 주변에서 발견되었습니다. 근적외선 및 광학 Echelle Spectrographs (CARMENES) 프로젝트를 사용하는 Exoearths를 사용한 M 왜성에 대한 HARPs-n red Dwarf Exoplanet Survey (HADES) 및 Calar Alto 고해상도 검색은 이러한 가장 일반적인 별을 도는 새로운 외계 세계를 찾는 데 중요했습니다. 우리 은하에서.

이제 스페인 라라구나 대학의 Borja Toledo-Padrón이 이끄는 천문학 자 팀은 GJ 740으로 알려진 인근 M 왜성 주변의 또 다른 외계 세계가 발견되었다고보고합니다. HADES RV 프로그램은 설치된 HARPS-N 분광기를 사용하여 GJ 740을 모니터링했습니다. 스페인 Roque de los Muchachos 천문대에있는 3.6m Telescopio Nazionale Galileo (TNG) 더욱이,이 M 왜성의 스펙트럼은 HARPS-N 관찰이 수행 된 시대와 겹치는 Calar Alto Observatory에서 CARMENES 분광기로 획득되었습니다.

연구진은이 논문에서 "11 년에 걸친 GJ 740의 129 HARPS-N, 57 HARPS 및 32 CARMENES 스펙트럼을 분석 한 결과 별을 도는 초 지구가 존재한다는 것을 알 수 있습니다."라고 썼습니다.

관측에 따르면 최소 2.96 개의 지구 질량을 가진 행성이 2.377 일마다 숙주를 공전하며 약 0.029AU의 거리에서 시스템의 거주 가능 구역에서 벗어났습니다. GJ 740 b의 평형 온도는 829K로 계산되었습니다.

GJ 740 b의 반지름을 알 수 없다는 점을 감안할 때이 행성의 구성은 아직 결정되지 않았습니다. 그러나 그 질량과 짧은 궤도주기는 그것이 암석 물체임을 암시합니다.

호스트 스타 GJ 740은 스펙트럼 유형 M1V의 밝고 적절한 모션 스타입니다. 반지름은 약 0.56 태양 반경이고 질량은 약 0.58 태양 질량입니다. 별의 회전주기는 약 35.56 일로 추정되었으며 유효 온도는 3,913K 수준입니다.

데이터는 시스템이 GJ 740 b보다 더 크고 호스트로부터 더 넓은 분리 된 다른 행성을 호스트 할 수 있음을 시사합니다. 천문학 자들은이 잠재적 인 외계 세계가 지구보다 약 100 배 더 크고 9.3 년마다 부모 별을 공전한다고 가정합니다.

이 논문의 저자들은 "RV 시계열은 약 100 개의 지구 질량의 토성 질량 행성과 관련 될 수있는 장기적인 신호를 주기적으로 보여줍니다."라고 결론을 내 렸습니다.


태양과 같은 별의 회전과 외계 행성의 질량에 대한 지진 제약

회전은 태양과 태양과 같은 별에서 주기적 자기 활동을 유도하는 것으로 생각됩니다. 그러나 항성 발전기는 별의 회전 및 자기장 관측이 거의 없기 때문에 제대로 이해되지 않습니다. 여기에서 지구 진동 모드를 연구하여 멀리 떨어진 태양과 같은 별의 내부 회전에 대한 추론을 도출합니다. 우리는 행성 동반자를 호스트하는 것으로 알려진 CoRoT 위성에 의해 관찰되는 주요 표적 인 태양과 같은 별 HD 52265의 회전 속도와 회전축의 기울기에 부과 된 천체 성 제약을보고합니다. 이러한 지진 추론은 독립적 인 분광 관측 (회 전선 확장) 및 관측 된 별점의 회전주기와 현저하게 일치합니다. 또한, 별표 현학은 외계 행성 HD 52265b의 질량을 제한합니다. 별의 회전축과 행성 궤도의 축이 일치한다는 표준 가정 하에서 행성의 최소 분광 질량은 1.85 (-0.42) (+ 0.52) M (목성)의 실제 질량으로 변환 될 수 있습니다. 갈색 왜성이 아니라 행성입니다.

키워드 : 태양 외 행성 항성 진동 항성 회전.

이해 상충 진술

저자는 이해 상충을 선언하지 않습니다.

피규어

글로벌 음향의 파워 스펙트럼…

HD 52265의 글로벌 음향 진동의 파워 스펙트럼. p 모드에는…

HD 52265의 전체 음향 진동의 전력 스펙트럼. p 모드는 1.6–2.6 mHz 범위에서 측정 가능한 전력을가집니다. 저주파에서 전력은 광자 잡음에 의해 지배되는 고주파수에서 항성 대류 및 자기 활동으로 인해 발생합니다. 삽입 1.97–2.17 mHz 간격의 전력 스펙트럼을 보여줍니다. 음향 모드는 구형 고조파 각도로 표시됩니다. . 연속 방사형 모드 간의 큰 주파수 분리가 표시됩니다. (평균 밀도에 민감 함), 인접한 방사형 모드와 사중 극자 모드 사이의 작은 주파수 분리, (나이에 민감 함). 모드 식별은 태양 스펙트럼과의 유사성으로 인해 모호하지 않습니다.

에셸 스펙트럼 및 비교…

에셸 스펙트럼 및 태양과의 비교. ( ) 에셸 스펙트럼…

에셸 스펙트럼 및 태양과의 비교. () 98.5μHz의 폴딩 주파수를 사용하는 HD 52265의 Échelle 스펙트럼. 전력 스펙트럼은 수직 방향으로 쌓인 주파수 세그먼트로 절단됩니다. 오른쪽 축의 정수는 0 주파수부터 시작하여 주파수 세그먼트의 수를 나타냅니다. 모드. 거의 수직에 가까운 전력 능선 (구면 고조파 정도에 따라 레이블이 지정됨) ) 접힘 빈도가 큰 간격에 가깝다는 것을 나타냅니다. . () 비교 및 ​​모드 식별을 위해 117d의 SoHO / VIRGO 광도계 (25) (녹색 채널)와 135.3μHz의 폴딩 주파수를 사용하여 태양의 에셸 스펙트럼을 보여줍니다.

방사형의 파워 스펙트럼…

방사형의 파워 스펙트럼 ( , 왼쪽 ), 쌍극자 ( , 가운데…

방사형의 파워 스펙트럼 (, 왼쪽), 쌍극자 (, 가운데) 및 사중 극자 모드 (, 권리)의 HD 52265 (회색 곡선). 9 개의 연속 방사형 순서 표시됩니다. 감소 상단 ...에 바닥. 각 패널에서 주파수 축은 다중 선의 중심 주파수만큼 이동합니다. , 글로벌 맞춤에서 얻은. 전역 적합 (빨간색 곡선)은 전력 스펙트럼의 예상 값의 추정치이며 진동에 대한 회전 효과를 포함합니다. 각 방위각 성분 다중 선에서 감쇠 된 고조파 진동을 설명하는 Lorentzian 라인 프로파일로 모델링됩니다.

항성 회전의 영향…

진동에 대한 항성 회전의 영향. 방사형에 대한 전력 스펙트럼이 표시됩니다.

진동에 대한 항성 회전의 영향. 방사형 (상단), 쌍극자 (가운데) 및 사중 극자 모드 (바닥), 그림 3에서 9 개의 연속 방사형 차수를 평균 한 후 회색 곡선은 평균 전력 스펙트럼 밀도이고 빨간색은 적합치의 평균입니다. 명확성을 위해 주파수 분해능은 3 배 감소합니다. 회전 분할이 너무 작아 방위각 구성 요소를 분리 할 수 ​​없지만 평균 라인 프로파일의 회전 확장 명확하게 보입니다. 파선, 점선, 파란색 실선은 방위각 성분을 나타냅니다. , , 및 , 평균 전력에 기여합니다. 그만큼 회전에 의해 분할 된 방위각 성분의 주파수 , 각 패널의 하단에 화살표로 표시되고 방위각 순서로 레이블이 지정됩니다. 미디엄. 방위각 성분의 가시성 진폭은 최적의 경사각에 대해 계산됩니다. .

항성 회전에 대한 제약과…

항성 자전과 행성 질량에 대한 제약. 진한 빨간색과 밝은 빨간색 영역은 ...

항성 자전과 행성 질량에 대한 제약. 암적색 및 연 적색 영역은 평면의 항성 회전에 대한 1-σ 및 2-σ 지진 제약입니다. , 여기서 Ω은 벌크 각속도, μHz는 태양 (Carrington) 회전 주파수이며 나는 시선에 대한 항성 회전축의 기울기입니다. 오차 막대가있는 검은 색 다이아몬드는 최적의 지진 값을 제공합니다. . 비교를 위해 두 개의 녹색 수평선은 전력 스펙트럼의 저주파 부분에서 두 개의 두드러진 피크에서 추론 된 항성 활동 (별점)의 각속도를 표시합니다. 채워진 녹색 타원은 광도 시계열의 별점 모델링에서 얻은 적도 회전 및 경사각의 1-σ 경계를 나타냅니다 (4, 33). 분광 제약은 하늘에 투영 된 각속도를 통해 표현되는 점선 (관측치) 및 단색 (1-σ 오류) 파란색 곡선으로 제공됩니다. , 어디 km⋅s −1은 관찰 된 분광 회전 확장 및 지진 항성 반경입니다. 반지름 속도 측정 (18)에서 얻은 행성의 최소 질량은 다음과 같습니다. , 어디 시선에 대한 행성 궤도의 법선 경사입니다. 가정 , 지진 제약 행성의 실제 질량에 대한 제약 조건 (상단 축 및 회색 영역 "HD 52265b")으로 변환 할 수 있습니다. , 갈색 왜성 한계보다 훨씬 낮습니다. .

2 관찰 및 방법

외계 행성 동반자를 호스팅하는 약 350 개의 별 중 57 개의 Ca ii H & ampK 측정이 Mount Wilson HK 프로젝트의 수십 년 동안 이루어졌습니다 (자세한 내용은 Baliunas et al. 1995 참조). 1980 년에 시작된 회전 변조를 드러내기에 충분한 계절 내의 조밀 한 샘플링은 50 회 이상 관찰 된 36 개의 외계 행성 숙주 별의 샘플을 산출한다. 이 별들 중 몇 개에서 회전 주기성이 이전에보고 된 바있다 (Baliunas, Sokoloff & amp Soon 1996 Donahue, Saar & amp Baliunas 1996 Henry et al. 2000). 기록은 악기, 표준 별 및 아크 보정 램프의 장기적인 변화를 보상하기 위해 2003 년에 재 보정되었습니다. 이것은 증가 된 데이터 세트와 결합되어 이전에 알려지지 않은 회전 기간을 검색 할 수있게했습니다.

또한, 테네시 주립의 T11 0.80m 고정밀 HD 130322 자동 측광 망원경을 사용하여 촬영 한 측광 기록은 가장 자기 적으로 활동적인 [가장 높은 로그 (R '홍콩)] 이미 결정된 자전주기가없는 외계 행성 숙주 별을 분석했다. 스트롬 그렌 와이 필터 데이터는 단일 측정으로 결합되었습니다 (+와이) / 2, 야간 관측의 경우 1mmag로, 시즌 동안 1–2mmag로 정밀도를 개선합니다 (도구 및 데이터 감소 절차에 대한 자세한 내용은 Henry 1995a, b, 1996, 1999 참조). 2002 년과 2007 년 사이에 목표 별과 두 개의 비교 별에 대한 야간 관측이 이루어졌고 다른 크기가 계산되었습니다.

Horne & amp Baliunas (1986)가 개괄하고 HK 데이터베이스에 맞게 조정 된 기술을 사용하여 수정 된 Lomb-Scargle 주기도 분석 (Scargle 1982)을 사용하여 두 데이터 세트의 주기성을 결정했습니다. 모든 계절적 추세에는 저차 다항식이 적용되고 데이터에서 제거되고 주기도 분석이 적용되었습니다. 주기도 피크의 중요성은 잘못된 경보 확률로 추정되었습니다 (FAP Scargle 1982 Horne & amp Baliunas 1986). 0.1 %의 FAP는 피크가 우연히 발생하지 않는 99.9 %의 신뢰 수준과 동일하며 주기성 감지를 정의하는 데 사용되는 컷오프입니다.

Biases는 활성 영역의 성장 및 붕괴와 같은 시간에 따른 항성 현상에 의해 도입 될 수 있습니다. 때때로 이것은 계절의 일부에 영향을 미칠 수 있으므로 계절 광 곡선의 세분화 된 섹션을 개별적으로 (일반적으로 절반) 분석했습니다. 활성 영역의 성장과 붕괴는 ≃50–300 d의 시간 척도에서 발생하며, 이는 회전주기 (≃1–100 d)의 모양을 모방하거나 영향을 미칠 수 있습니다 (Donahue 1993 Donahue et al. 1997). 계절에 포함 된주기의 수는 일반적으로 적으며 일시적인 변화는 특정 주파수에서 전력을 극적으로 변경할 수 있습니다. 이것은 하나 이상의 시즌에서 기간의 지속성을 결정해야 할 필요성을 예시합니다.

Noyes et al. (1984)는 낮은 주 계열 별의 평균 자기 활동 〈사이의 경험적 관계를 발견했습니다.에스〉 및 그 회전주기, 빠른 회전에 의해 유도 된 자기 활동 증가로 인해 발생합니다. 따라서 표면 자기 활동의 추정치에서 회전주기는 계산 별의 수를 추정 할 수 있고 관측 적으로 추론 한 기간과 비교할 수 있습니다. HK 프로젝트는 최대 40 년 동안 별을 모니터링 해 왔으며 대부분의 경우 최소 한 번의 활동주기에 걸쳐 있습니다. 따라서이 샘플에서 별들의 평균 자기 활동은 잘 알려져 있습니다. 우리는 다시 결정했습니다 계산 HK 기록에서 사용 가능한 모든 데이터를 사용하여이 별에 대해 이전에 데이터 세트에서 결정된 값 (예 : Henry et al. 2000)에서 크게 변경되지 않았 음을 발견했습니다.

결정된 순환 기간의 중요성은 다음 세 가지 기준을 기반으로합니다.

한 계절의 주기도 피크는 중요합니다 (FAP & lt 0.1 %).

비슷한 기간이 여러 시즌에 나타납니다.

기간은 다음의 추정치를 따릅니다. 계산 그리고 광범위하게 V나는아르 자형* (체계적 고려).

교체 기간의 결정은 등급에 따라 결정됩니다. 확인 (주기는 매우 낮은 FAP & lt 0.0001을 나타내며 세 가지 기준이 모두 충족 됨) 유망한 후보자 (중간에서 낮은 FAP ∼ 0.001 및 대부분 또는 모든 기준 충족) 약한 (약한 FAP ~ 0.01이지만 기준 i 및 iii을 충족 함).


중요성과 영향

Barnard의 별은 종종 그만큼 M 왜성의 RV 측정을위한 도플러 표준 별. 이는 겉보기 밝기가 높기 때문에 작은 망원경으로도 관측 할 수 있고 적도 위치에있어 북반구와 남반구의 망원경이 액세스 할 수 있습니다. 새로운 악기를 시운전 할 때 우리는 종종 Barnard의 별을 표준별로 사용합니다. 데이터가 어떻게 표시되어야하는지 합리적으로 예상 할 수있을만큼 별을 잘 이해하고 있기 때문입니다. 따라서 새 도구가 다른 데이터를 반환하는 경우 별이 아닌 도구에 차이가있을 가능성이 높습니다. 이는 엔지니어와 과학자가 기기 및 분석 방법을 개선하는 데 도움이됩니다.

그러나 Barnard의 별은 별의 활동이 거의없는 본질적으로 매우 조용하다고 생각되기 때문에 도플러 표준으로 선택되었습니다. 수십 년 동안 이것은 초당 몇 미터 이상의 신호를 측정 할 수있는 기기에서만 사실로 입증되었습니다. 우리는 HPF와 같은 최신 세대의 분광기를 사용하여 Barnard의 별조차도 사실 새롭고 작은 임계 값 아래에서 잡음이 있음을 발견했습니다.

또한,이 새로운 논문은 여러 기기에 걸쳐 여러 시즌의 데이터에서 장기간의 회전 기간 동안 별의 활동이 어떻게 진행되는지 조사한 최초의 연구 중 하나입니다. Barnard 별의 자전주기는 알려진 가장 긴 별의 자전주기 중 약 145 일입니다! 예를 들어, 우리의 태양은 25 일에 한 번씩 회전하며 많은 별이 이보다 빠르게 회전합니다. 그러나이 긴 회전 기간은 위도에 따라 약 270 일인 Barnard의 별에 대한 전체 관측 시즌의 중요한 부분입니다. 이 긴 회전 기간은 M 드워프의 별똥이 10 번 이상의 별 회전을 통해 살 수 있다는 사실과 결합되어 (우리 태양에서는 별빛 냄비가 3 번의 회전을 통해서만 살 수 있음) Barnard의 별에 대한 반점 지배 활동이 유지 될 수 있음을 의미합니다. 여러 관측 시즌에 걸쳐 수천 일 동안 높은 신호 전력을 제공합니다. 이것은 신호 샘플링 및 앨리어싱과 관련하여 걱정 스럽습니다. 숙주 별이 회전주기가 긴 M 왜 성인 미래의 외계 행성 연구는 항성 활동을 설명 할 때 특별히주의해야합니다.

전체적으로, Barnard의 별은 100 년 이상 동안 모든 하위 분야의 천문학자를 매료 시켰으며 외계 행성 하위 분야는 별과 함께 풍부한 역사를 가지고 있습니다. 그것은 천체 물리학 적 통찰력과 도플러 기기 중 표준 별로서의 사용 모두에있어서 천문학 공동체에 필수적입니다. 우리는이 특정 행성을 오 탐지로 배제 할 수 있지만, 외계 행성 공동체는 아직이 별에 대해 완료되지 않았습니다. 두 개의 새로운 고정밀 분광기 인 ESPRESSO와 NEID의 조사 대상 목록에 포함되어 있으며 HPF 팀은 Barnard의 별을 계속 모니터링 할 것입니다.


결과

전력 스펙트럼의 글로벌 맞춤.

주어진 주파수에서 전력의 확률 밀도 함수가 지수 분포라는 것을 고려하여 최대 가능성 기법 (26)을 사용하여 전역 매개 변수 모델을 전력 스펙트럼에 피팅하여 개별 진동 모드의 매개 변수를 추정합니다. 모든 모드 범위에서 함께 장착됩니다 . 각 개별 모드의 전력 스펙트럼의 기대 값은 높이와 너비가 주파수에 따라 달라질 수있는 Lorentzian으로 모델링됩니다. 적합의 견고성을 개선하기 위해 크고 작은 주파수 분리를 방사형 순서의 부드러운 (다항식) 함수로 취합니다. 잡음 배경은 대류 성분과 백색 잡음 성분의 합으로 모델링됩니다. 태양의 경우 대류 성분은 대류, 과립 화 및 과립 화의 두 가지 지배적 인 시간 척도를 나타내는 두 로렌 치안의 합으로 잘 근사됩니다 (2).

우리는 모델에 항성 회전의 효과를 포함합니다. 첫째, 회전은 주파수 축퇴를 제거합니다. 방위각 성분. 천천히 회전하는 별을 가정하면 모드의 주파수 다음과 같이 추정 할 수 있습니다.

여기서 & # x003a9는 별 (27)에 대한 각속도의 적절한 방사형 평균입니다. 둘째, 모드 가시성은 각도에 따라 달라집니다 나는 회전축과 시선 사이. 다중 선에서 (태양의 경우) 에너지 균등 분할 가정 방위각 성분 사이에서 모드 전력은 다음에 비례합니다.

어디 연결된 르장 드르 함수 (28)입니다. 예를 들어 쌍극자 모드의 경우 . 따라서 방위각 성분 간의 모드 전력 비율은 우리에게 나는, 모드 주파수 간의 분할은 & # x003a9에 대해 알려줍니다.

장착 된 다중 선은 그림 3에 나와 있습니다. & # x003a9 및 모드 주파수 및 기타 모드 매개 변수와 동시에 추론됩니다. 추정 된 모드 매개 변수와 관련된 임의 오류는 Monte Carlo 시뮬레이션에서 추론됩니다.

방사형의 파워 스펙트럼 (, 왼쪽), 쌍극자 (, 가운데) 및 사중 극자 모드 (, 권리)의 HD 52265 (회색 곡선). 9 개의 연속 방사형 순서 표시됩니다. 감소 상단 ...에 바닥. 각 패널에서 주파수 축은 다중 선의 중심 주파수만큼 이동합니다. , 글로벌 맞춤에서 얻은. 전역 적합 (빨간색 곡선)은 전력 스펙트럼의 예상 값의 추정치이며 진동에 대한 회전 효과를 포함합니다. 각 방위각 성분 다중 선에서 감쇠 된 고조파 진동을 설명하는 Lorentzian 라인 프로파일로 모델링됩니다.

지진 스텔라 모델.

모드 전력이 가장 큰 1.85 & # x020132.30 mHz의 주파수 범위에서 평균 큰 주파수 분리를 측정합니다. 그리고 평균 작은 주파수 분리 . 큰 주파수 분리는 평균 항성 밀도의 제곱근에 비례하며, 이는 HD 52265가 태양보다 밀도가 낮다는 것을 의미합니다. . 평균 항성 밀도에 대한이 지진 제약은 분광 제약보다 60 배 더 정확합니다.

우리는 Aarhus Stellar Evolution Code로 계산 된 확장 된 항성 모델 그리드 중에서 최적의 항성 모델을 찾아 HD 52265의 기본적인 항성 속성을 추정했습니다. 관측 된 별의 유효 온도 및 금속성 (표 1)과 함께 위에 제공된 평균 크고 작은 주파수 분리를 사용하여 SEEK 최적화 절차 (29)는 지진 반경이있는 최적의 항성 모델을 반환합니다. 그리고 지진 질량 , 여기서 공식 오차 막대는 기존 오차 막대보다 몇 배 더 작습니다 (표 2). 지진 시대는 Gy, 여기서 공식적인 오류를 인용합니다. 이에 비해 아이소 크론 적합치에서 추론 된 항성 연령은 30 & # x0201350 %의 일반적인 오류 (30)로 이어지며, 이는 훨씬 더 나쁩니다. HD 52265의 상세한 별표 현학적 모델링은 별의 질량, 반지름 및 나이뿐만 아니라 초기 화학 성분에도 엄격한 제약을가합니다 (31).

표 2.

HD 52265의 속성 및 회전에 대한 천체주의 vs. 고전적 제약

스텔라 속성천체 학고전적인 방법
반지름1.34 & # x000b1 0.02 아르 자형태양1.30 & # x000b1 0.08 아르 자형태양 [분광학 (4)]
질량1.27 & # x000b1 0.03 미디엄태양1.21 & # x000b1 0.05 미디엄태양 [이소 크로네 적합 (20)]
나이2.37 & # x000b1 0.39 & # x000d7 10 9 년 & # x000d7 10 9 y [아이소 크론 적합 (20)]
대량 회전,
별점 회전, 2.15 및 2.52 [광도계 (4)]
항성 회전축의 기울기, sin 나는 [별자리 모델링 (4, 33)]
하늘에 투영 된 회전 속도 km & # x000b7s & # x022121 * km & # x000b7s & # x022121 [분광학 (4)] & # x02020

태양열 기준 값 : .

* , 어디 아르 자형지진 추정치입니다. & # x02020 분광 회전 확장에서. 4.7 & # x000b1 0.5 km & # x022c5s & # x022121 값은 ref. 20은 사용 된 거시 난류 모델로 인해 아마도 과대 평가 일 것입니다.

내부 스텔라 회전.

전력 스펙트럼의 글로벌 맞춤은 회전 분할 주파수를 반환합니다. 그리고 성향 . HD 52265의 추론 된 회전 분할은 태양의 회전 분할보다 약 2.3 배 더 큽니다 (표 2).

방법론을 추가로 테스트하기 위해 동일한 다중 선에 대한 전력 스펙트럼을 평균화합니다. 실현 노이즈로 인한 주파수에 따른 임의의 전력 변동을 완화하기위한 값입니다 (그림 3). 이 평균은 9 개의 연속 방사형 차수에 대해 계산됩니다. , 중앙 주파수로 다중 선을 이동 한 후 푸리에 보간을 사용합니다. 작은 주파수 분리를 측정하기 위해 helioseismology (32)의 초기에 유사한 평균화 절차가 사용되었습니다. .

HD 52265의 평균 스펙트럼 , , 및 도 4에 도시되어있다. 프로파일의 최대 절반에서 너비 모드는 단일 선을 각각 20 % 및 90 %. 따라서 비방 사형 다중 선은 회전에 의해 확장되어, 최대 가능성 모델 적합도에서 엄격하게 추론 된대로 항성 회전 (표 2)이 측정 가능한 효과가 있음을 확인합니다. 그러나 개인 미디엄 구성 요소는 모드의 고유 한 선 너비로 인해 해결되지 않습니다. 이는 (최대 전력에 가까움) 태양의 경우에 필적하는 회전 분할 상황의 약 2 배입니다.

진동에 대한 항성 회전의 영향. 방사형 (상단), 쌍극자 (가운데) 및 사중 극자 모드 (바닥), 그림 3에서 9 개의 연속 방사형 차수에 대해 평균을 낸 후. 회색 곡선은 평균 전력 스펙트럼 밀도이고 빨간색은 적합치의 평균입니다. 명확성을 위해 주파수 분해능은 3 배 감소합니다. 회전 분할이 너무 작아 방위각 구성 요소를 분리 할 수 ​​없지만 평균 라인 프로파일의 회전 확장 명확하게 보입니다. 파선, 점선, 파란색 실선은 방위각 성분을 나타냅니다. , , 및 , 평균 전력에 기여합니다. 그만큼 회전에 의해 분할 된 방위각 성분의 주파수 , 각 패널의 하단에 화살표로 표시되고 방위각 순서로 레이블이 지정됩니다. 미디엄. 방위각 성분의 가시성 진폭은 최적의 경사각에 대해 계산됩니다. .

& # x003a9 및 나는 그림 5에서 볼 수 있듯이 분광법 및 별점 회전의 독립적 인 측정과 현저하게 일치합니다. 관찰 된 (4) 분광 회전 속도 km & # x022c5s & # x022121은 지진 값과 완전히 일치합니다. km & # x022c5s & # x022121 (태양 형 별의 표면 및 벌크 회전 속도는 태양에서와 유사 할 것으로 예상됩니다). 또한 HD 52265의 측광 시계열은 주기적 주파수에 해당하는 10.8 및 12.7d의 두 눈에 띄는주기에서 별점의 회전에 의해 변조됩니다. 및 1.07 & # x003bcHz, 지진학과 일치하는 값. 두 기간은 서로 다른 위도의 별점과 연관 될 수 있으므로 위도 차동 회전의 일부 표시를 제공합니다. 차동 회전 (4, 33)을 포함한 CoRoT 시계열의 별점 모델링은 적도에서 회전 주파수를 반환합니다. (다시 일관성이 있음) (표 2). 이러한 모든 독립적 측정 간의 일반적인 합의는 HD 52265의 평균 내부 회전 및 경사각의 지진 결정을 강력하게 지원합니다.

항성 자전과 행성 질량에 대한 제약. 암적색 및 연 적색 영역은 평면의 항성 회전에 대한 1-& # x003c3 및 2-& # x003c3 지진 제약입니다. , 여기서 & # x003a9는 벌크 각속도, & # x003bcHz는 태양 (Carrington) 회전 주파수이며 나는 시선에 대한 항성 회전축의 기울기입니다. 오차 막대가있는 검은 색 다이아몬드는 최적의 지진 값을 제공합니다. . 비교를 위해 두 개의 녹색 수평선은 전력 스펙트럼의 저주파 부분에서 두 개의 두드러진 피크에서 추론 된 항성 활동 (별점)의 각속도를 표시합니다. 채워진 녹색 타원은 광도계 시계열 (4, 33)의 별점 모델링에서 얻은 적도 회전 및 경사각의 1-& # x003c3 경계를 나타냅니다. 분광 제약은 하늘에 투영 된 각속도를 통해 표현 된 것처럼 점선 (관측치) 및 솔리드 (1-& # x003c3 오류) 파란색 곡선으로 제공됩니다. , 어디 km & # x022c5s & # x022121은 관찰 된 분광 회전 확장 및 지진 항성 반경입니다. 반지름 속도 측정 (18)에서 얻은 행성의 최소 질량은 다음과 같습니다. , 어디 시선에 대한 행성 궤도의 법선 경사입니다. 가정 , 지진 제약 행성의 실제 질량에 대한 제약 조건 (상단 축 및 회색 영역 & # x0201cHD 52265b & # x0201d)으로 변환 할 수 있습니다. , 갈색 왜성 한계보다 훨씬 낮습니다. .


외계 행성 피규어와 내부 ☆

관측 기술의 발달과 함께 외계 행성의 편평과 압시 세차에 대한 관측과 연구가 괄목할만한 진전을 이루었다. 외계 행성의 편평도는 내부 밀도 프로파일과 회전주기에 의해 결정됩니다. 사랑 번호 사이 케이2 코어 크기는 분명히 음의 상관 관계가 있습니다. 그래서 편평함과 케이2 내부 구조를 제한 할 수 있습니다. Lane-Emden 방정식에서 시작하여 다양한 다방 성 지수를 기반으로하는 행성 모델이 구축됩니다. 그런 다음 Wavre & # x27s integro-differential 방정식을 풀어 평탄화 인자를 얻습니다. 결과는 다방 성 지수가 작을수록 회전 속도가 빨라지고 편평도가 커짐을 보여줍니다. NASA (National Aeronautics and Space Administration) Exoplanet Archive에서 관측 또는 추정 된 반경, 질량 및 궤도 기간 값을 동시에 갖는 469 개의 ​​외계 행성을 선택하고, 조석 고정 및 고정 회전이라는 두 가지 가정하에 평탄화 계수를 계산했습니다. 10.55 시간. 결과는 평탄화 인자가 너무 작아 조석 고정 가정 하에서 감지 할 수 없으며, 외계 행성의 28 %가 10.55 시간의 고정 회전 기간에서 0.1보다 큰 평탄화 인자를 가지고 있음을 보여줍니다. 서로 다른 다방 성 모델 아래의 사랑 번호는 Zharkov & # x27s 접근 방식으로 해결됩니다. 케이2 코어 크기에 대해 설명합니다.


천문학 자들은 버나드의 별 근처에서 궤도를 도는 행성을 반증

텍사스, 포트 데이비스 — 천문학 자들은 오늘 우리 태양에 두 번째로 가까운 별인 바 나드 스타를 공전하는 2018 년 발표 행성을 반증했다고 발표했습니다. 텍사스 대학교 오스틴 맥도날드 천문대에있는 10 미터 취미-에 벌리 망원경에서 HPF (Habitable Zone Planet Finder) 장비로 관찰 한 결과는 천문학 저널.

University of California, Irvine 대학원생 Jack Lubin이 이끄는 대규모 국제 팀에는 UT Austin 천문학 자 Michael Endl과 William Cochran도 포함됩니다.

팀은 HPF의 아카이브 데이터와 새로운 관측 결과는 Barnard의 Star 시스템에서 행성의 흔적을 보여주지 않는다고 말했습니다. 대신, 천문학 자들은 처음에 우리 고향 행성 크기의 3.3 배에 해당하는“슈퍼 지구”에서 나온 것처럼 보이는 신호가 우리 태양에 잘 알려진 흑점과 유사한 항성 활동 인 별빛의 결과 일 가능성이 더 높다고 제안합니다.

Lubin은“2018 외계 행성 발표 즈음에 우리 팀은 실제로 새로운 Habitable Zone Planet Finder의 시운전 작업의 일환으로 Barnard 's Star를 관찰하고있었습니다. "하지만 HPF로 더 많은 데이터를 수집하고 자세히 살펴 볼수록 제안 된 행성 후보가 오 탐지라는 확신이 생겼습니다."

오늘날의 잘못된 행성은 Barnard의 별에 대한 최초의 행성이 아닙니다. “별은 외계 행성 분야에서 유명하거나 악명 높다”고 Endl이 말했다. “그것은 1970 년대와 80 년대에 천문학 자들이 행성계를 발견했다고 믿었던 최초의 별 중 하나였습니다. 나중에 이러한 결과는 도구 효과로 나타났습니다.”

2018 년 행성 발표는 Barnard ’s Star에 대한 문화적 지식과 과학적 매력으로 인해 많은 관심을 끌었습니다. Due to its relative lack of magnetic activity, the star has been thought to be a “Doppler standard” by astronomers. The planet finding seemed incontrovertible the international team that announced it based their findings on more than 700 observations over 23 years with seven instruments their results were published in 자연.

But, according to Lubin, the HPF team had some questions about the relationship between the rotation period of Barnard’s Star, which is around 145 days, and the proposed exoplanet’s 233-day orbit. “They are one-year aliases of each other, so what we think has happened is that the rotation of Barnard’s Star was sampled in a way that produced a signal at a different period,” said Lubin. “That signal was ascribed to an exoplanet that we now think is not there.”

Also, features on the surface of stars, such as starspots, can cause signals in astronomical observations that mimic a planet’s orbit, causing a false positive exoplanet detection.

Endl explained that earlier studies hinted at magnetic interference going on with Barnard’s Star. “From precise radial velocity measurements that we collected more than 20 years ago using the UVES spectrograph at the Very Large Telescope in Chile, we were surprised to detect that, even for such an old star, our measurements were affected by the magnetic activity in this star,” he said. “This is typical for younger and faster rotating stars, but it was not really expected for Barnard."

The HPF team drew their conclusions after testing three different models of the Barnard’s system. In the first run, they analyzed for a single planet with the same characteristics as those in the 2018 paper with no stellar activity. Next, they ran the experiment accounting for the planet plus an additional signal of activity of the star. Then they performed on a test with no planet but with stellar activity.

“We found that the model which only accounts for stellar activity fits the data the best,” said Lubin.

The team then conducted a year-by-year analysis of the signaling data from Barnard’s Star. They found that the data suggesting the presence of a planet was strongest around the middle of the dataset but weak at other times.

“Even though Jack’s result demonstrates again that stellar activity can mimic a planet, I am excited about the continued monitoring of this fascinating star with the HPF at the Hobby-Eberly Telescope and other instruments around the world,” Endl said. “I bet eventually we will find planets orbiting Barnard’s Star!”

Notes to editors: The research paper is freely available online at: http://arxiv.org/abs/2105.07005

Media Contact:
Rebecca Johnson, Communications Mgr.
McDonald Observatory
The University of Texas at Austin
512-475-6763

Science Contact:
Dr. Michael Endl
Center for Planetary Systems Habitability
The University of Texas at Austin
512-471-8312


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This graph shows changes in the infrared brightness of 2M1207b as measured by the Hubble Space Telescope. Over the course of the 10-hour observation, the planet showed a change in brightness, suggesting the presence of patchy clouds that influence the amount of infrared radiation observed as the planet rotates. Credit: NASA, ESA, Y. Zhou (University of Arizona), and P. Jeffries (STScI)

Daniel Apai, UA assistant professor of astronomy and planetary sciences, is the lead investigator of this Hubble program. He said, “The result is very exciting. It gives us a new technique to explore the atmospheres of exoplanets.”

According to Apai, this new imaging technique provides a “method to map exoplanets” and is “an important step for understanding and placing our planets in context.” Our Solar System has a relatively limited sampling of planets, and there is no planet as hot or as massive as 2M1207b within it.

Steward Observatory Astronomer Glenn Schneider and Lunar and Planetary Laboratory Professor Adam Showman coauthored the study.

“2M1207b is likely just the first of many exoplanets we will now be able to characterize and map,” said Schneider.

“Do these exotic worlds have banded cloud patterns like Jupiter? How is the weather and climate on these extremely hot worlds similar to or different from that of the colder planets in our own solar system? Observations like these are key to answering these questions,” said Showman.

Zhou and his collaborators began collecting data for this project in 2014. It began as a pilot study to demonstrate that space telescopes like Hubble and the James Webb Space Telescope, which NASA will launch in late 2018, can be used to map clouds on other planets.

The success of this study lead to a new, larger program: Hubble’s Cloud Atlas program for which Apai is also the lead investigator. As one of Hubble’s largest exoplanet-focused programs, Cloud Atlas represents a collaboration between 14 experts from across the globe, who are now creating more time-resolved images of other planets using the space telescope.