明るい星初期型M-ドワーフGJ 1018(TOI-244)★を通過する異常に低密度のスーパーアース
概要
コンテクスト。 二峰性半径分布の下位モードに位置する小さな惑星は、一般に鉄とケイ酸塩で構成されていると考えられています。
地球と同じような割合。 しかし、最近の発見により、これまでとは矛盾する低密度惑星の新しいグループが明らかになりつつあります。
その説明。
目的。 私たちは、明るい星 (K = 7.97 等) の近く (d = 22 pc) を周回する TESS 惑星候補 TOI-244.01 を確認し、特徴づける予定です。
そして、公転周期7.4日の初期型（M2.5 V）M型矮星GJ 1018。
方法。 私たちは、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、ESPRESSO 分光器によって取得された 57 の正確な動径速度測定値と、TESS 測光および補足的な HARPS データをモデル化しました。 私たちのモデルには惑星コンポーネントとガウス過程が含まれています
相関する恒星ノイズと楽器ノイズをモデル化することを目的としています。
結果。 TOI-244 b は、半径 Rp = 1.52 ± 0.12 R⊕、質量 Mp = 2.68 ± 0.30 M⊕ のスーパーアースであることがわかります。
これらの値は、密度 ρ = 4.2 ± 1.1 g / cm^3 を導き出します。
これは、地球に似た組成で予想される値を下回っています。 大気の損失が進行していることがわかりました。
潜在的な原始水素エンベロープを除去するには効率的であったかもしれないが、水などの平均分子量の高い揮発性物質は、保留されている。 私たちの内部構造モデリングは、TOI-244 b が1.17 ± 0.09 R⊕ の固体構造上の 479+128−96 km の厚さの水圏 を持つことを示唆しています。
鉄に富んだ核と、地球のマントルと互換性のあるケイ酸塩が主体のマントルで構成されています。 人口レベルでは、2 つの暫定的な傾向が見つかりました
低密度スーパーアースの密度-金属量と密度-日射量パラメータ空間で、その組成を示唆する可能性があります。
結論。 半径の精度が 8%、質量の精度が 12% である TOI-244 b は、最も正確に特徴付けられたスーパーアースの 1 つです。
広範囲にわたる水圏が存在する可能性が高いことと合わせて、大気観測の重要な対象となっています。
キーワード。 惑星と衛星: 個別: TOI-244 b、検出、合成 – 恒星: 個別: GJ 1018 (TIC 118327550) – 技術:動径速度、測光
1. はじめに
過去数十年にわたって、系外惑星の検出は非常に成功してきました。 最初の発見以来 (Wolszczan & Frail 1992; 市長)& Queloz 1995)、既知の惑星の数は増加しました 年々、現在知られている 5347 に至るまで。 この成功は、
宇宙ベースのケプラーミッション (Borucki et al. 2010, 2009-2014) のおかげで、かなりの程度まで達成されました。
K2 延長ミッション (Howell et al. 2014, 2014-2018)、検出
既知の惑星の 62% は通過法 (例:リロボックスら。 2014年; クロスフィールドら。 2016年; モートンら。 2016年;マヨら。 2018年; リヴィングストンら。 2018a、b; カストロ・ゴンサレス他。 2020年; デ・レオンら。 2021年; クリスチャンセンら。 2022年）。
この多数の惑星のおかげで、私たちは統計的な分析を行うことができました。
パラメーター空間の多くの領域の研究により、さまざまな系外惑星の個体群が明らかになりました。 ケプラーと K2 の結果は、Mayor らの研究結果を決定的に裏付けました。 (2011) ヒント: 小さな惑星(つまり、Rp < 4 R⊕) は、～1 AU 以内で最も一般的なものです。
太陽に似た星 (Howard et al. 2012; Batalha et al. 2013; Petigura他。
概要
コンテクスト。 二峰性半径分布の下位モードに位置する小さな惑星は、一般に鉄とケイ酸塩で構成されていると考えられています。
地球と同じような割合。 しかし、最近の発見により、これまでとは矛盾する低密度惑星の新しいグループが明らかになりつつあります。
その説明。
目的。 私たちは、明るい星 (K = 7.97 等) の近く (d = 22 pc) を周回する TESS 惑星候補 TOI-244.01 を確認し、特徴づける予定です。
そして、公転周期7.4日の初期型（M2.5 V）M型矮星GJ 1018。
方法。 私たちは、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、ESPRESSO 分光器によって取得された 57 の正確な動径速度測定値と、TESS 測光および補足的な HARPS データをモデル化しました。 私たちのモデルには惑星コンポーネントとガウス過程が含まれています
相関する恒星ノイズと楽器ノイズをモデル化することを目的としています。
結果。 TOI-244 b は、半径 Rp = 1.52 ± 0.12 R⊕、質量 Mp = 2.68 ± 0.30 M⊕ のスーパーアースであることがわかります。
これらの値は、密度 ρ = 4.2 ± 1.1 g / cm^3 を導き出します。
これは、地球に似た組成で予想される値を下回っています。 大気の損失が進行していることがわかりました。
潜在的な原始水素エンベロープを除去するには効率的であったかもしれないが、水などの平均分子量の高い揮発性物質は、保留されている。 私たちの内部構造モデリングは、TOI-244 b が1.17 ± 0.09 R⊕ の固体構造上の 479+128−96 km の厚さの水圏 を持つことを示唆しています。
鉄に富んだ核と、地球のマントルと互換性のあるケイ酸塩が主体のマントルで構成されています。 人口レベルでは、2 つの暫定的な傾向が見つかりました
低密度スーパーアースの密度-金属量と密度-日射量パラメータ空間で、その組成を示唆する可能性があります。
結論。 半径の精度が 8%、質量の精度が 12% である TOI-244 b は、最も正確に特徴付けられたスーパーアースの 1 つです。
広範囲にわたる水圏が存在する可能性が高いことと合わせて、大気観測の重要な対象となっています。
キーワード。 惑星と衛星: 個別: TOI-244 b、検出、合成 – 恒星: 個別: GJ 1018 (TIC 118327550) – 技術:動径速度、測光
1. はじめに
過去数十年にわたって、系外惑星の検出は非常に成功してきました。 最初の発見以来 (Wolszczan & Frail 1992; 市長)& Queloz 1995)、既知の惑星の数は増加しました 年々、現在知られている 5347 に至るまで。 この成功は、
宇宙ベースのケプラーミッション (Borucki et al. 2010, 2009-2014) のおかげで、かなりの程度まで達成されました。
K2 延長ミッション (Howell et al. 2014, 2014-2018)、検出
既知の惑星の 62% は通過法 (例:リロボックスら。 2014年; クロスフィールドら。 2016年; モートンら。 2016年;マヨら。 2018年; リヴィングストンら。 2018a、b; カストロ・ゴンサレス他。 2020年; デ・レオンら。 2021年; クリスチャンセンら。 2022年）。
この多数の惑星のおかげで、私たちは統計的な分析を行うことができました。
パラメーター空間の多くの領域の研究により、さまざまな系外惑星の個体群が明らかになりました。 ケプラーと K2 の結果は、Mayor らの研究結果を決定的に裏付けました。 (2011) ヒント: 小さな惑星(つまり、Rp < 4 R⊕) は、～1 AU 以内で最も一般的なものです。
太陽に似た星 (Howard et al. 2012; Batalha et al. 2013; Petigura他。
2013年; バークら。 2015）。 また、ケプラーのデータは、小惑星サンプルに二峰性の半径分布が存在することを明らかにしました (Fulton et al. 2017)。これは以前の半径ギャップと一致します。
光蒸発数値解析による予測 (Owen & Wu)2013年; ジンら。 2014年; ロペス＆フォートニー 2014; チェン＆ロジャース2016）。
ただし、分布の物理的な原因も
高次モードの惑星の内部組成として (2-4 R⊕;ガス小人か水の世界）はまだ議論中です（例：ギンツブルク）他。
2018年; グプタ & シュリヒティング 2019; ゼンら。 2019年; ベンチュリーニら。 2020年; ルケ＆パレ 2022; ロジャーズら。 2023a)。
対照的に、内部構造についてはそのような議論はありません。
低モードの惑星 (1-2 R⊕)、その密度はケイ酸塩とケイ酸塩を含む岩石主体の組成物 地球の鉄と同様の鉄（33％が鉄、67％がMgSiO3）
質量; たとえば、Zeng et al。 2019）。
最近の発見で岩石の存在が明らかになった惑星は地球のような構成と一致しません。 例えば、惑星 K2-229 b (Santerne et al. 2018)、ケプラー 107 c (Bonomo)他。 2019)、K2-233 c (Lillo-Box et al. 2020b)、L 168-9 b (Astudillo-Defru et al. 2020)、および K2-38 b (Toledo-Padrón et al. 2020)。
2020) は、水星と同様の異常に高い密度を持っていることが判明しました。 このような密度が発生する原因として考えられるのは、
惑星の核に鉄分が多く含まれることによって、これは通常、高い鉄の存在によって説明されます
初期の原始惑星系円盤の存在量 (例: Scora et al.2020年; アギチンら。 2020年; ヨハンセン＆ドーン 2022; ボグダン他。 2023)、またはマントル剥離などの外部要因による
惑星形成中の衝突によって引き起こされる（例: マーカス他。 2010）。一方、惑星 TOI-561 b (ラセデリ)
他。 2021年; ワイスら。 2021年; ブリンクマンら。 2023)、L 98-
59 c および d (Demangeon et al. 2021)、HD 260655 c (Luque et al. 2021)
2022)、および TOI-4481 b (Palle et al. 2023) は、
地球のような組成で予想されるよりも密度が低くなります。 これらの密度は、希少性または総量によって説明できる可能性があります。
惑星の構造に鉄が存在しない、大量の揮発性元素が存在する、または両方の混合物が原因です。
興味深いことに、これらすべての軽い惑星は金属の少ない惑星を周回していることがわかっています。
星 (つまり、[Fe/H] -0.20 ～ -0.45 dex)。 この新たな
密度と金属量の相関は、次の事実によって説明できます。
金属の乏しい星の元の原始惑星系円盤の構成要素は、鉄がより少なく、水の質量分率がより高くなります。
太陽金属性を持つ星に期待されるもの、したがって、それらは
鉄が少なく水が豊富な惑星を形成すると予想されている（サントス）
他。 2017年; アディベキアンら。 2021）。 現在の内部構造は、
モデルは、これらの低密度惑星の構成を解明することができます。 ただし、それらは縮退によって制限されます。
質量からバルク組成を決定することを妨げる
半径情報のみ。 今後の大気観測
透過分光法により、これらの惑星の揮発性物質は、私たちが解明するのに役立ちます。彼らの性質。
地球のような組成と一致しない岩石惑星の特定は、最近になってようやく可能になった。
非常に正確な惑星質量の測定。 現在、実際の動的質量が測定されている系外惑星はわずか 24% であり、小さな惑星 (つまり、Rp < 4 R⊕) の場合、その割合は 9% にまで減ります。
内部構造解析を行うためには、通過する系外惑星の正確な質量を測定することが非常に重要です。
(例、Lillo-Box et al. 2020a; Delrez et al. 2021)、透過分光法による大気の特性評価も可能です。 最近、バターリャら。 (2019) シミュレーションによる検索を実施
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡からの透過スペクトル、
20% 以上の質量精度が必要であると結論付けています。
大気の性質の推論は、惑星の質量精度。 ただし、小さいものの割合は、
この閾値を満たす惑星は 5% 未満です。
2018 年には、TESS 宇宙望遠鏡が打ち上げられました (Ricker et al.2015年）に伴い、ESPRESSOの稼働を開始
高解像度エシェル分光器 (Pepe et al. 2021)、オープン
系外惑星の特性評価への新たな窓。 TESS、24 x 96 度の視野 (つまりセクター) を継続的に監視する
約27日ごとに変化し、星に大きく焦点を当てて、ほぼ全天の測光観測を行っています。
ケプラーミッションによって調査されたものよりも明るい（例、Vanderburg et al. 2019; Espinoza et al. 2020）。 エスプレッソ、
380 ～ 788 nm の波長範囲で 140,000 のスペクトル分解能を持ち、超大型望遠鏡 (VLT) に搭載されています。
前例のない計器動径速度を達成することができます
10cm / sの精度。 TESS とESPRESSOの観測により、いくつかの美しい惑星が発見されました
特性評価（例：Damasso et al. 2020; Lillo-Box et al.2020a; デマンジョンら。 2021年; ソゼッティら。 2021年; バロスら。
2022年; ラヴィら。 この作業では、小さな (Rp =1.5 R⊕) と接近 (P = 7.49 d) 通過惑星 TOI-244 b(最近、Oddo et al. 2023 で検証されました) 明るい星 (K =7.97 等) とその近く (d = 22 pc) M 2.5V スター GJ 1018。
TESSデータから検出されたトランジット信号について、ESPRESSOによる集中的な放射速度キャンペーンを順番に実施
惑星の性質を確認し、正確な質量測定値を取得し、さらに他の惑星を探すために。 に加えて
TESS および ESPRESSO データでは、HARPS および ASAS-SN からの相補的な分光および測光データ セットを使用しました。
このシステムの情報を最大限に活用するために。
2章では、TESS、ESPRESSO、HARPS、および
ASAS-SN の観測。 3章、正確な測光とESPRESSOに基づいた恒星の特性評価を示します。
スペクトル。 4章. 測光と測光の分析について説明します。
分光データを作成し、得られた惑星パラメータを表示します。
虫。 5 章では結果について議論し、6 章で結論を述べます。
図 1. GJ 1018 の TESS ターゲット ピクセル ファイル。オレンジ色のグリッドが選択されています。
絞りと赤い丸は近くの Gaia DR3 光源に対応します。
ガイア ソースのシンボル サイズは、G の大きさに合わせてスケールされます。 このプロットには、tpfplotter を通じて作成されました (Aller et al. 2020)。
図 2. 左: GJ 1018 の完全で平坦化された TESS 光曲線の TLS ピリオドグラム。最も高いピーク (緑色のブロードで強調表示)
ライン）は、TOI-244.01 通過信号に対応します。 緑色の細い破線は第 2 高調波に対応します。 右: TLS ピリオドグラム
TOI-244.01信号をマスクした後のTESS光度曲線。
図 3. 左パネル: ESPRESSO RV とアクティビティ指標の時系列。 中央のパネル: 対応する時系列の GLS ピリオドグラム。
赤い丸は最大電力周波数を強調表示します。 緑色の点線の縦線は、TOI-244 b の公転周期の位置を示します。
(ポルブ = 7.4 日)。 マゼンタの点線の縦線は、活動指標で特定された星の自転周期 (Prot 〜 56 日) を示し、
その第 2 および第 3 高調波です。 灰色の垂直帯は、右側のパネルの時系列が折り畳まれる期間を示します。 水平方向
点線は、10% (オレンジ)、1% (青)、および 0.1% (緑) の FAP レベルに対応します。 右パネル: グレーに折り畳まれた ESPRESSO 時系列
バンド時代。 左右のパネル内の三角形のマーカーは、プロットの境界の外側にあるデータ ポイントの位置を示します。
図 4. 上のパネル: GJ 1018 の ASAS-SN 測光時系列。マゼンタ、グレー、青の縦線は TESS、HARPS、および
ESPRESSO観察窓それぞれ。 左のパネル: 長期傾向に合わせて補正された ASAS-SN 測光の GLS ピリオドグラム。
青い縦の実線はGLSによって得られる回転変調周期の中央値を示し、青い縦破線はその2番目を示します。
高調波。 水平の点線は、10% (オレンジ)、1% (青)、および 0.1% (緑) の FAP レベルを示します。 右パネル: 位相折り曲げ光曲線
GLS ピリオドグラムによって得られる最大電力周期まで。 灰色のデータ ポイントは 5 日間のビニングに対応します。
6. 要約と結論
私たちは集中的な放射速度キャンペーンを実施しました。
ESPRESSOは、最も近い（P = 7.4 日）通過中の超地球サイズの惑星候補 TOI-244.01。
明るい恒星（K = 7.97 等）と近くの恒星（d = 22 pc）を周回する TESS によって検出されました。
GJ 1018. ESPRESSOとTESSの強力な組み合わせ データにより、非常に正確な惑星の半径を決定することができました
および質量 (相対不確かさはそれぞれ 8% と 11%)、したがってTOI-244 b の惑星の性質を確認する．
半径はRp = 1.52 ± 0.12 R⊕、TOI-244 b は下部の中央に位置します。
小惑星の二峰性半径分布のモード、ここで惑星は鉄とケイ酸塩で構成されていると考えられています。
地球と同様の割合 (鉄 33%、鉄 67%) 質量では MgSiO3)。 ただし、測定された動的質量では、
Mp = 2.66 ± 0.31 M⊕ であるため、TOI-244 b は、そのサイズ (ρ = 4.2 ± 1.1 g / cm^3) の大半のスーパーアースよりも密度が低いです）。
私たちは、鉄欠乏が原因である可能性を調査しました。
TOI-244 b の核は、惑星の低密度に寄与している可能性があります。 に
そうすることで、鉄とケイ酸塩の質量分率を推定しました。
元の原始惑星系円盤に存在していました (∫星鉄）ベース
私たちが計算した星の金属量と推定された [Si/H] と[Mg/H]が豊富。 残念ながら技術によっては
を使用したところ、この M 矮星のさまざまな金属量計算の間に大きな不一致が見つかりました (-0.39 ± 0.07 dex と -0.03± 0.11 dex)。
∫星鉄 = 29.2 ± 4.2 % および ∫星鉄＝32.0± 6.5 %を見つけます
金属不足シナリオと太陽金属量シナリオではそれぞれであり、TOI-244 b の方がより少ない量の金属を含む可能性があることを示唆しています。
地球よりも核に鉄が含まれています。 しかし、質量半径図における TOI-244 b の位置によると、可能性がより高くなります。
その密度の低さは重要な物質の存在に関係していると考えられます。
揮発性要素の量。 その意味で、大気損失プロセスは、大気を除去するのに非常に効率的であった可能性があることがわかりました。
原初の水素エンベロープの可能性がありますが、水などの平均分子量の高い揮発性物質は保持されていた可能性があります。
したがって、構成する内部構造モデルを選択しました。
鉄が豊富な核、ケイ酸塩が優勢なマントル、そして水圏からなる。 Fe/Si モードを制約せずにモデルを実行しました。
正確な比率を得ることが難しいためだけではなく、
GJ 1018 のメタリックさだけでなく、
岩石惑星の構成は、疑問視されている恒星を反映しています。 その結果、我々の内部構造モデリングは、TOI-244 b が1.17 ± 0.09 R⊕ 鉄リッチのコアと地球のマントルと互換性のあるケイ酸塩主体のマントルから構成される固体構造の上に 479+128 −96kmの厚さの水圏を持つことを示唆しています。
人口レベルで見ると、現在の人口は
よく特徴づけられた低密度スーパーアースが発見される傾向にある
太陽系以下の金属性を持つ星の周り、そして最も密度の低いもの
惑星は密度の低い惑星よりも日射量が少ない傾向にあります。
ρ/ρrock < 1 領域のもの。 ただし、これらの可能性のある傾向は、
将来的には、十分に特徴付けられたシステムのより大きなサンプルを使用して確認する必要があります。
全体として、ESPRESSO と TESS データによるスーパーアース TOI-244 b
これにより、その組成について初めて詳細に説明することができました。 その珍しい性質、主星の明るさを考えると、
そして、平均分子量の高い揮発性物質が広範囲に存在する可能性が高いため、TOI-244 b はおそらく、将来の大気研究の重要なターゲット。
光蒸発数値解析による予測 (Owen & Wu)2013年; ジンら。 2014年; ロペス＆フォートニー 2014; チェン＆ロジャース2016）。
ただし、分布の物理的な原因も
高次モードの惑星の内部組成として (2-4 R⊕;ガス小人か水の世界）はまだ議論中です（例：ギンツブルク）他。
2018年; グプタ & シュリヒティング 2019; ゼンら。 2019年; ベンチュリーニら。 2020年; ルケ＆パレ 2022; ロジャーズら。 2023a)。
対照的に、内部構造についてはそのような議論はありません。
低モードの惑星 (1-2 R⊕)、その密度はケイ酸塩とケイ酸塩を含む岩石主体の組成物 地球の鉄と同様の鉄（33％が鉄、67％がMgSiO3）
質量; たとえば、Zeng et al。 2019）。
最近の発見で岩石の存在が明らかになった惑星は地球のような構成と一致しません。 例えば、惑星 K2-229 b (Santerne et al. 2018)、ケプラー 107 c (Bonomo)他。 2019)、K2-233 c (Lillo-Box et al. 2020b)、L 168-9 b (Astudillo-Defru et al. 2020)、および K2-38 b (Toledo-Padrón et al. 2020)。
2020) は、水星と同様の異常に高い密度を持っていることが判明しました。 このような密度が発生する原因として考えられるのは、
惑星の核に鉄分が多く含まれることによって、これは通常、高い鉄の存在によって説明されます
初期の原始惑星系円盤の存在量 (例: Scora et al.2020年; アギチンら。 2020年; ヨハンセン＆ドーン 2022; ボグダン他。 2023)、またはマントル剥離などの外部要因による
惑星形成中の衝突によって引き起こされる（例: マーカス他。 2010）。一方、惑星 TOI-561 b (ラセデリ)
他。 2021年; ワイスら。 2021年; ブリンクマンら。 2023)、L 98-
59 c および d (Demangeon et al. 2021)、HD 260655 c (Luque et al. 2021)
2022)、および TOI-4481 b (Palle et al. 2023) は、
地球のような組成で予想されるよりも密度が低くなります。 これらの密度は、希少性または総量によって説明できる可能性があります。
惑星の構造に鉄が存在しない、大量の揮発性元素が存在する、または両方の混合物が原因です。
興味深いことに、これらすべての軽い惑星は金属の少ない惑星を周回していることがわかっています。
星 (つまり、[Fe/H] -0.20 ～ -0.45 dex)。 この新たな
密度と金属量の相関は、次の事実によって説明できます。
金属の乏しい星の元の原始惑星系円盤の構成要素は、鉄がより少なく、水の質量分率がより高くなります。
太陽金属性を持つ星に期待されるもの、したがって、それらは
鉄が少なく水が豊富な惑星を形成すると予想されている（サントス）
他。 2017年; アディベキアンら。 2021）。 現在の内部構造は、
モデルは、これらの低密度惑星の構成を解明することができます。 ただし、それらは縮退によって制限されます。
質量からバルク組成を決定することを妨げる
半径情報のみ。 今後の大気観測
透過分光法により、これらの惑星の揮発性物質は、私たちが解明するのに役立ちます。彼らの性質。
地球のような組成と一致しない岩石惑星の特定は、最近になってようやく可能になった。
非常に正確な惑星質量の測定。 現在、実際の動的質量が測定されている系外惑星はわずか 24% であり、小さな惑星 (つまり、Rp < 4 R⊕) の場合、その割合は 9% にまで減ります。
内部構造解析を行うためには、通過する系外惑星の正確な質量を測定することが非常に重要です。
(例、Lillo-Box et al. 2020a; Delrez et al. 2021)、透過分光法による大気の特性評価も可能です。 最近、バターリャら。 (2019) シミュレーションによる検索を実施
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡からの透過スペクトル、
20% 以上の質量精度が必要であると結論付けています。
大気の性質の推論は、惑星の質量精度。 ただし、小さいものの割合は、
この閾値を満たす惑星は 5% 未満です。
2018 年には、TESS 宇宙望遠鏡が打ち上げられました (Ricker et al.2015年）に伴い、ESPRESSOの稼働を開始
高解像度エシェル分光器 (Pepe et al. 2021)、オープン
系外惑星の特性評価への新たな窓。 TESS、24 x 96 度の視野 (つまりセクター) を継続的に監視する
約27日ごとに変化し、星に大きく焦点を当てて、ほぼ全天の測光観測を行っています。
ケプラーミッションによって調査されたものよりも明るい（例、Vanderburg et al. 2019; Espinoza et al. 2020）。 エスプレッソ、
380 ～ 788 nm の波長範囲で 140,000 のスペクトル分解能を持ち、超大型望遠鏡 (VLT) に搭載されています。
前例のない計器動径速度を達成することができます
10cm / sの精度。 TESS とESPRESSOの観測により、いくつかの美しい惑星が発見されました
特性評価（例：Damasso et al. 2020; Lillo-Box et al.2020a; デマンジョンら。 2021年; ソゼッティら。 2021年; バロスら。
2022年; ラヴィら。 この作業では、小さな (Rp =1.5 R⊕) と接近 (P = 7.49 d) 通過惑星 TOI-244 b(最近、Oddo et al. 2023 で検証されました) 明るい星 (K =7.97 等) とその近く (d = 22 pc) M 2.5V スター GJ 1018。
TESSデータから検出されたトランジット信号について、ESPRESSOによる集中的な放射速度キャンペーンを順番に実施
惑星の性質を確認し、正確な質量測定値を取得し、さらに他の惑星を探すために。 に加えて
TESS および ESPRESSO データでは、HARPS および ASAS-SN からの相補的な分光および測光データ セットを使用しました。
このシステムの情報を最大限に活用するために。
2章では、TESS、ESPRESSO、HARPS、および
ASAS-SN の観測。 3章、正確な測光とESPRESSOに基づいた恒星の特性評価を示します。
スペクトル。 4章. 測光と測光の分析について説明します。
分光データを作成し、得られた惑星パラメータを表示します。
虫。 5 章では結果について議論し、6 章で結論を述べます。
図 1. GJ 1018 の TESS ターゲット ピクセル ファイル。オレンジ色のグリッドが選択されています。
絞りと赤い丸は近くの Gaia DR3 光源に対応します。
ガイア ソースのシンボル サイズは、G の大きさに合わせてスケールされます。 このプロットには、tpfplotter を通じて作成されました (Aller et al. 2020)。
図 2. 左: GJ 1018 の完全で平坦化された TESS 光曲線の TLS ピリオドグラム。最も高いピーク (緑色のブロードで強調表示)
ライン）は、TOI-244.01 通過信号に対応します。 緑色の細い破線は第 2 高調波に対応します。 右: TLS ピリオドグラム
TOI-244.01信号をマスクした後のTESS光度曲線。
図 3. 左パネル: ESPRESSO RV とアクティビティ指標の時系列。 中央のパネル: 対応する時系列の GLS ピリオドグラム。
赤い丸は最大電力周波数を強調表示します。 緑色の点線の縦線は、TOI-244 b の公転周期の位置を示します。
(ポルブ = 7.4 日)。 マゼンタの点線の縦線は、活動指標で特定された星の自転周期 (Prot 〜 56 日) を示し、
その第 2 および第 3 高調波です。 灰色の垂直帯は、右側のパネルの時系列が折り畳まれる期間を示します。 水平方向
点線は、10% (オレンジ)、1% (青)、および 0.1% (緑) の FAP レベルに対応します。 右パネル: グレーに折り畳まれた ESPRESSO 時系列
バンド時代。 左右のパネル内の三角形のマーカーは、プロットの境界の外側にあるデータ ポイントの位置を示します。
図 4. 上のパネル: GJ 1018 の ASAS-SN 測光時系列。マゼンタ、グレー、青の縦線は TESS、HARPS、および
ESPRESSO観察窓それぞれ。 左のパネル: 長期傾向に合わせて補正された ASAS-SN 測光の GLS ピリオドグラム。
青い縦の実線はGLSによって得られる回転変調周期の中央値を示し、青い縦破線はその2番目を示します。
高調波。 水平の点線は、10% (オレンジ)、1% (青)、および 0.1% (緑) の FAP レベルを示します。 右パネル: 位相折り曲げ光曲線
GLS ピリオドグラムによって得られる最大電力周期まで。 灰色のデータ ポイントは 5 日間のビニングに対応します。
6. 要約と結論
私たちは集中的な放射速度キャンペーンを実施しました。
ESPRESSOは、最も近い（P = 7.4 日）通過中の超地球サイズの惑星候補 TOI-244.01。
明るい恒星（K = 7.97 等）と近くの恒星（d = 22 pc）を周回する TESS によって検出されました。
GJ 1018. ESPRESSOとTESSの強力な組み合わせ データにより、非常に正確な惑星の半径を決定することができました
および質量 (相対不確かさはそれぞれ 8% と 11%)、したがってTOI-244 b の惑星の性質を確認する．
半径はRp = 1.52 ± 0.12 R⊕、TOI-244 b は下部の中央に位置します。
小惑星の二峰性半径分布のモード、ここで惑星は鉄とケイ酸塩で構成されていると考えられています。
地球と同様の割合 (鉄 33%、鉄 67%) 質量では MgSiO3)。 ただし、測定された動的質量では、
Mp = 2.66 ± 0.31 M⊕ であるため、TOI-244 b は、そのサイズ (ρ = 4.2 ± 1.1 g / cm^3) の大半のスーパーアースよりも密度が低いです）。
私たちは、鉄欠乏が原因である可能性を調査しました。
TOI-244 b の核は、惑星の低密度に寄与している可能性があります。 に
そうすることで、鉄とケイ酸塩の質量分率を推定しました。
元の原始惑星系円盤に存在していました (∫星鉄）ベース
私たちが計算した星の金属量と推定された [Si/H] と[Mg/H]が豊富。 残念ながら技術によっては
を使用したところ、この M 矮星のさまざまな金属量計算の間に大きな不一致が見つかりました (-0.39 ± 0.07 dex と -0.03± 0.11 dex)。
∫星鉄 = 29.2 ± 4.2 % および ∫星鉄＝32.0± 6.5 %を見つけます
金属不足シナリオと太陽金属量シナリオではそれぞれであり、TOI-244 b の方がより少ない量の金属を含む可能性があることを示唆しています。
地球よりも核に鉄が含まれています。 しかし、質量半径図における TOI-244 b の位置によると、可能性がより高くなります。
その密度の低さは重要な物質の存在に関係していると考えられます。
揮発性要素の量。 その意味で、大気損失プロセスは、大気を除去するのに非常に効率的であった可能性があることがわかりました。
原初の水素エンベロープの可能性がありますが、水などの平均分子量の高い揮発性物質は保持されていた可能性があります。
したがって、構成する内部構造モデルを選択しました。
鉄が豊富な核、ケイ酸塩が優勢なマントル、そして水圏からなる。 Fe/Si モードを制約せずにモデルを実行しました。
正確な比率を得ることが難しいためだけではなく、
GJ 1018 のメタリックさだけでなく、
岩石惑星の構成は、疑問視されている恒星を反映しています。 その結果、我々の内部構造モデリングは、TOI-244 b が1.17 ± 0.09 R⊕ 鉄リッチのコアと地球のマントルと互換性のあるケイ酸塩主体のマントルから構成される固体構造の上に 479+128 −96kmの厚さの水圏を持つことを示唆しています。
人口レベルで見ると、現在の人口は
よく特徴づけられた低密度スーパーアースが発見される傾向にある
太陽系以下の金属性を持つ星の周り、そして最も密度の低いもの
惑星は密度の低い惑星よりも日射量が少ない傾向にあります。
ρ/ρrock < 1 領域のもの。 ただし、これらの可能性のある傾向は、
将来的には、十分に特徴付けられたシステムのより大きなサンプルを使用して確認する必要があります。
全体として、ESPRESSO と TESS データによるスーパーアース TOI-244 b
これにより、その組成について初めて詳細に説明することができました。 その珍しい性質、主星の明るさを考えると、
そして、平均分子量の高い揮発性物質が広範囲に存在する可能性が高いため、TOI-244 b はおそらく、将来の大気研究の重要なターゲット。
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