HD172555のCHEOPS光度曲線に見られる系外彗星通過のヒント

恒星の周りを彗星のようなガスとダストを撒き散らす小天体が周回しているとつじつまが合う分光観測。以下、www.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
HD172555のCHEOPS光度曲線に見られる系外彗星通過のヒント。

概要
HD 172555は、幅10auの破片円盤に囲まれた若いA7V星です。
破片は小惑星の衝突によって補充されていると考えられる。この星系では、分光観測によって小さな蒸発性星間物質（エクソコメット）も検出されている。βピクトリスに続く
、この星系もまた、惑星状天体による激しい衝突が起こっている可能性があります。このような系では、小天体が
がダイナミックな進化を遂げていることがわかります。私たちは、トランジット測光により、小天体のダスト含有量を推定することを目的としています。私たちは、HD172555を2日間の測光で
HD 172555をCHEOPS宇宙望遠鏡で2日間観測し、典型的な数時間程度の系外彗星の浅いトランジットを検出した。
数時間という短い時間での 光度曲線に見られる大きな振動は、HD 172555がδScuti脈動星であることを示しています。これらの振動を除去したところ
過渡吸収のヒントが見つかりました。外光通過モデルに当てはめると、この星の近くを通過する蒸発した天体が
半径2.5kmの距離で通過する蒸発体に相当します。これらの性質は、分光観測によってこの星系ですでに見つかっている外彗星の
の外彗星と同程度の性質を持っている。太陽系の木星系彗星の核は、半径が
半径2〜6kmの太陽系木星系彗星の核も、同程度の大きさである。の若い星系で、外彗星光度トランジットを検出した最初の証拠となる。
HD 172555です。
キーワード：外彗星 - 若い星系 - トランジット測光
1. はじめに
惑星系は、惑星が形成された直後から、様々な天体を持ち運ぶことができる。
は、様々な大きさ・質量の天体を運ぶことができる。
円盤内のガスや塵の粒子、多かれ少なかれ氷のような小天体（小惑星）。
惑星系には、ガスやダストを含む円盤、小惑星や彗星などの氷の塊、そして惑星など、さまざまな大きさ・質量の天体が存在します。それらがどのように現れ
どのように出現し、どのように進化していくかは、まだ未解決の問題です。
まだ未解決の問題です。惑星軌道の再編成や小天体の散乱を引き起こす力学的不安定性は、原始惑星系円盤が散逸していく過程やその後に、惑星系の初期に起きると考えられている。
惑星系の初期に起こると考えられており、若い太陽系で起こったと考えられている（Morb.
若い太陽系で起こったと考えられている(Morbidelli et al. 2001; Chambers& Lissauer 2002; Tsiganis et al.2005; Gomes et al.2005; de
Sousa et al. 2020; Liu et al. 2022)。太陽系では、月へのクレーター衝突は、数十億年前に起きた小天体への砲撃の結果である。
数十億年前に起こった小天体衝突の結果である（Ryder 1990; この段階が太陽系内の個々の惑星の配置や性質とどのように関係しているかは、主に年代が不明であるため、まだ調査中である）。
数十億年後の現在、太陽系を観測できる可能性があるため、その年代は不明である。観測対象は
HD 172555やβピクトリスのような、現在、大爆撃を受けていると思われる若い星を観測することは
HD172555やβピクトリスのような若い星系で、現在激しい砲撃を受けている時期を観測することは
惑星系が誕生してから数千万年の間に、どのような過程が起こっているのかを知ることができます。
肉眼で見える星 (V=4.9) HD 172555 は、20Myr齢のA7V矮星で、βピクトリスに属します。
の矮星で、その年齢は15-25Myrであることが知られている。
その年齢は15-25Myrであるとされています (Barrado y Navascués et al.1999; Zuckerman et al. 2001; Binks & Jeffries 2014; Mamajek
& Bell 2014; Miret-Roig et al.2018）。その主要な特性は
表 1 にまとめています。この天体は、遠方のM矮星を持つ伴星との広い連星系
CD-64 1208というM矮星の伴星と、約2000 au、あるいは7000(Feigelson et al. 2006; Alonso-Floriano et al.)にある遠方M矮星との連星系である。


図1. HD 172555 の周辺にある背景星のみを示す視野。
をCHEOPSの三角形PSFで表示。東が下向き、北が左向き。ガイアによって同定された天体は赤丸で示され、大きな黒丸は CHEOPS の最適な開口部を表す。
黒い大きな円は CHEOPS の最適開口部であり、その大きさは
2500. HD 172555以外の3つの天体のG等級は18.5、15、20で、口径の中心からの距離が長い順に並んでいる。東側で最も明るい天体は
M矮星の伴星CD-64 1208で、G=8.9等である。


図2. 開口部における模擬汚染星のフラックス（黒い
黒点)のフラックスとロール角(下図)の関数として、ターゲットのフラックスに対する
に対するロール角の関数（下図）。


図3. HD 172555のCHEOPS光度曲線。MJD-59381.445でt0=0とする。


図4. HD 172555のCHEOPS光度曲線のLSP。赤線は4σの有意差に対応する。ナイキスト周波数は11 579 µHz。
挿入図は、低周波領域（<1,100 µHz）を拡大したウィンドウ。

6. 結論
CHEOPSによるHD 172555の測光観測により、この若い星がδSCUITIパルセータであることを
この若い星がδスクーティパルセータであることを示しました。このδScuti
振動を除去したところ、過渡現象の候補が発見されました。
外光トランジットのサインとよく一致する事象を発見しました。過渡現象の光度曲線を
過渡現象の光度曲線を、外光通過モデルにあてはめると
1Åでのダスト生成量をM˙∼105kgと測定しました。
dust,1au∼105 kg s-1
.
ダスト生成率と核半径のスケーリング関係から
と核半径のスケーリング関係(Lecavelier des Etangs et al. 2022)から、今回示唆されたHD 172555の外彗星候補は、核の大きさが0.5mm程度であると推測された。
の核の大きさは2.5±0.5kmであると推測されます。この半径は
この半径は、βPic系の外彗星で測定された半径1.5～6kmとほぼ同じです。
この半径は、βPic系の外彗星の半径1.5～6.7 km (Lecavelier des Etangs et al. 2022)、太陽系のJFCの半径1.5～2.5 kmに相当する。
太陽系のJFCの半径は2～5.5 km (Tancredi et al. 2006)。
より長い時間、中断することなく観測された
HD 172555は、3日以上の長時間の観測が必要である。
δスクーティ変動をより明確にし、光度曲線からより精密に取り除くために
を除去する必要があります。これは、以下のような重要なステップとなります。
これは、過渡期の吸収を明らかにし、残留する低振幅のδスクーティ振動による建設的な干渉を排除するために、非常に重要なステップです。さらに、もし報告された過渡現象が本当に外惑星を通過しているのであれば、89％以上の確率で、その外惑星を観測することができます。
HD 172555が4日以上の時間間隔で観測されれば、89%以上の確率で新たな検出が期待できます。
4日以上の間隔で観測されれば89%以上の確率で新たに検出され、少なくとも2つの通過型外彗星を検出する確率は73%以上となります。βピクトリスに次いで、若い星系である
HD 172555は、βピクトリスに次いで、外彗星の統計や組成を調べるのに
外彗星の統計と組成を分光学と測光学の両面から研究するのに最適なターゲットです。