TOI-561系惑星のbとCがスーパーアースでｄとｅがサブ海王星 以下、機械翻訳。
CHEOPS、HARPS-N、TESSを用いたTOI-561系惑星のアーキテクチャと内部構造の調査
2022年1月19日に提出
以前に公開されたデータとTESSとCHEOPSフォトメトリーを組み合わせることで得られたTOI-561惑星系の正確な特性評価と、62 HARPS-N放射速度(RV)の新しいセットを提示します。我々の共同分析は、4つの通過惑星、すなわちTOI-561 b(P = 0.45d、R= 1.42 R地球、 M = 2.0 M地球)、c(P = 10.78d、 R = 2.91 R地球, M = 5.4 M地球), d (P = 25.7 d, R = 2.82 R地球, M = 13.2 M地球) および e (P = 77 d, R = 2.55 R地球, M = 12.6 M地球)。さらに、RV内の追加の長期信号(＞450d)を特定します。4つの惑星のために得られた正確な質量と半径は、内部構造と大気脱出モデリングを行うことを可能にしました。TOI-561 bは、最も低い密度(ρ_b=3.8± 0.5g／cm^3)超短周期(USP)惑星であることが確認されており、ホスト星の金属性が低いため、一般的なかさ密度-恒星メタリック傾向と一致します。私たちの内部構造モデリングによると、惑星bは基本的にガスエンベロープを持っていない、そしてそれは水の一定量をホストすることができます。これに対し、TOI-561 c、d、eは、おそらく大きな水層に加えて、H/Heエンベロープを保持している可能性が高い。推定された惑星組成は、異なる大気進化経路を示唆し、惑星bとcは有意なガス損失を経験し、惑星dとeは元の惑星と一致する大気含有量を示す。USP惑星の独自性、長期惑星TOI-561 eの存在、複雑なアーキテクチャにより、このシステムはフォローアップ研究の魅力的なターゲットとなっています。
キーワード：星：個人：TOI-561（TIC 377064495、ガイアEDR3 3850421005290172416）–技術：測光–技術：視線速度–惑星と衛星：基本的なパラメータ–惑星と衛星：内部
図1.TOI-561のTESSセクター8（左）と35（右）のPDCSAP光度曲線。 上部のパネルで、濃い赤の実線は最適なトランジットとMatérn-3/ 2を示しています
セクション5で詳しく説明されているカーネルガウス過程（GP）モデル。中央のパネルは、GPコンポーネントを削除した後の平坦化された光度曲線を示しています。
重ね合わせた最適なトランジットモデル（濃い赤の実線）。 惑星c、d、eの通過は、オレンジ、緑、赤の垂直線でラベル付けされ、強調表示されています
それぞれ行。 セクター35のデータギャップ中に発生する惑星cとdの通過の予想される場所は、淡い破線のオレンジ色でマークされています。
それぞれ緑色の線。 惑星eはセクター35で通過することは期待されていません。USP惑星の通過は浅すぎて個別に見ることができず、
示されています。 下のパネルに光度曲線の残差が表示されます。
図2.3回目のCHEOPSFoVの60×60秒角の抽出
TOI-561を中心にご覧ください。 黒い破線の円は、重心がマークされているCHEOPSPSFを囲むRINFフォトメトリックアパーチャを表しています。
黒い十字によって。 識別された3つの電信ピクセルの位置
CHEOPS PSF（付録Aを参照）内にあるものを含め、
赤い丸で囲まれた十字で強調表示されます。
図3.TOI-561のCHEOPSトレンド除去光度曲線。 訪問1、2、および3は、それぞれ左上、右上、および下のパネルに表示されます。 最適な
モデルは赤い実線でオーバープロットされ、訪問ごとに残差が表示されます。 惑星b、c、およびdの通過は、青、オレンジ、および緑で強調表示されます
それぞれ三角形。
図4.上：セクター35の2分間のケイデンストレンド除去TESS光度曲線。
TOI-561 cおよびdの予測通過時間（L21エフェメリスによる）、
およびTOI-561f（W21エフェメリスによる）はオレンジ色で強調表示され、
それぞれ緑と黒の縦の実線。黒い破線
〜8.1dでの惑星fエイリアスの予測位置を示します。唯一のトランジット
光度曲線に存在するのは、〜9260BJD-2450000のTOI-561cの1つです。
一方、惑星fエイリアスの予測時間にはトランジットイベントは発生しませんでした。 The
惑星dとfの通過は、時系列ギャップに分類されます。下：CHEOPS訪問
TOI-561を監視する予定d。緑の縦の実線は、
後のCHEOPS観測ウィンドウの計算に使用される予測通過時間
エフェメリスの更新（セクション4.1）。トランジットは68あたり68以内に発生しました
淡い緑色の領域で強調表示された、セント最高確率密度区間。
このトランジットは、天体暦の伝播と一致していないことに注意してください。
惑星f、9319.94 BJD-2450000で通過したはずなので、ほとんど
観測されたCHEOPSトランジットの1日後
図13.TOI-561 b（左上）、c（右上）、d（左下）、およびe（下）の内部構造を説明する主なパラメーターの事後分布
正しい）。 各コーナープロットは、内核と水層の質量分率、マントル内のシリコンとマグネシウムのモル分率、鉄を示しています
内核のモル分率、および対数スケールのガスの質量。 各列の上部には、平均値と5％および95％の分位数が印刷されます。
値。 惑星ごとに、内核+マントル（濃い灰色）、水層（濃い青）、ガスエンベロープ（明るい）の半径の割合を示します。
青）、事後分布の中央値に対応します。 色付きの長方形は、対応する層の厚さの不確実性を示していますが、
黒い破線の外輪は、全半径の不確実性を表しています。 各惑星の平衡温度と惑星表面重力が報告されます
8考察と結論
この研究では、4つの通過する惑星の存在を確認します
TOI-561付近、公転周期は約0.44、10.8、25。7日および77日（表6）。私たちの分析は、
以前に提案された惑星TOI-561f（𝑃〜16。3日; W21）。 TOI 561は、正確な半径と質量を持つ数少ない4惑星系の1つです。
すべての惑星の測定。グローバル測光のおかげで
およびRV分析では、すべての質量と半径を
L21値、および惑星のかさ密度を正確に決定しました。
惑星bの不確実性は14.4％、13.6％、10.2％、18.4％で、
それぞれc、d、e。惑星eのより高い不確実性は、
半径決定の精度が低い（5％の不確実性）、
単一のTESSトランジットの分析に基づいており、
高精度CHEOPS測光の重要性。実際、不確実性を減らすことができた単一のCHEOPSトランジット
5.1％からの惑星dの半径（L21、1回のTESSトランジットに基づく）
2.5％まで。質量の改善も含めて、これは密度の不確かさが18.9％から10.2％に減少します。私たちは期待する
将来のCHEOPS観測による惑星eの同様の改善
2022年に予定されています。TOI-561eの半径の改善は
惑星は興味深いターゲットであるため、特に重要です
冷たいサブネプチューンの内部構造の研究。その長い期間
（𝑃d= 77.03 + 0.25−0.24 d）は、𝑆e= 4.96±0.28𝑆⊕の日射フラックスを意味します
比較的低温のゼロボンドアルベド平衡温度𝑇eq、e = 415±6K。図15に示すように、TOI-561eは
正確に十分な明るさの星を周回するいくつかのクールで長周期の惑星
RVの特性評価、したがって、改良するのに最適なテストケースです
将来のターゲットを特徴づけるのに役立つツールとモデル
PLATOのような長年のミッション。
TOI-561は、これまでに発見された最も興味深いUSP惑星の1つをホストしています。 L21によって最初に提案されたように、私たちの分析は確認します
TOI-561 bが最低密度です（𝜌b = 3.8±0.5g cm-3）USP
CHEOPS、HARPS-N、TESSを用いたTOI-561系惑星のアーキテクチャと内部構造の調査
2022年1月19日に提出
以前に公開されたデータとTESSとCHEOPSフォトメトリーを組み合わせることで得られたTOI-561惑星系の正確な特性評価と、62 HARPS-N放射速度(RV)の新しいセットを提示します。我々の共同分析は、4つの通過惑星、すなわちTOI-561 b(P = 0.45d、R= 1.42 R地球、 M = 2.0 M地球)、c(P = 10.78d、 R = 2.91 R地球, M = 5.4 M地球), d (P = 25.7 d, R = 2.82 R地球, M = 13.2 M地球) および e (P = 77 d, R = 2.55 R地球, M = 12.6 M地球)。さらに、RV内の追加の長期信号(＞450d)を特定します。4つの惑星のために得られた正確な質量と半径は、内部構造と大気脱出モデリングを行うことを可能にしました。TOI-561 bは、最も低い密度(ρ_b=3.8± 0.5g／cm^3)超短周期(USP)惑星であることが確認されており、ホスト星の金属性が低いため、一般的なかさ密度-恒星メタリック傾向と一致します。私たちの内部構造モデリングによると、惑星bは基本的にガスエンベロープを持っていない、そしてそれは水の一定量をホストすることができます。これに対し、TOI-561 c、d、eは、おそらく大きな水層に加えて、H/Heエンベロープを保持している可能性が高い。推定された惑星組成は、異なる大気進化経路を示唆し、惑星bとcは有意なガス損失を経験し、惑星dとeは元の惑星と一致する大気含有量を示す。USP惑星の独自性、長期惑星TOI-561 eの存在、複雑なアーキテクチャにより、このシステムはフォローアップ研究の魅力的なターゲットとなっています。
キーワード：星：個人：TOI-561（TIC 377064495、ガイアEDR3 3850421005290172416）–技術：測光–技術：視線速度–惑星と衛星：基本的なパラメータ–惑星と衛星：内部
図1.TOI-561のTESSセクター8（左）と35（右）のPDCSAP光度曲線。 上部のパネルで、濃い赤の実線は最適なトランジットとMatérn-3/ 2を示しています
セクション5で詳しく説明されているカーネルガウス過程（GP）モデル。中央のパネルは、GPコンポーネントを削除した後の平坦化された光度曲線を示しています。
重ね合わせた最適なトランジットモデル（濃い赤の実線）。 惑星c、d、eの通過は、オレンジ、緑、赤の垂直線でラベル付けされ、強調表示されています
それぞれ行。 セクター35のデータギャップ中に発生する惑星cとdの通過の予想される場所は、淡い破線のオレンジ色でマークされています。
それぞれ緑色の線。 惑星eはセクター35で通過することは期待されていません。USP惑星の通過は浅すぎて個別に見ることができず、
示されています。 下のパネルに光度曲線の残差が表示されます。
図2.3回目のCHEOPSFoVの60×60秒角の抽出
TOI-561を中心にご覧ください。 黒い破線の円は、重心がマークされているCHEOPSPSFを囲むRINFフォトメトリックアパーチャを表しています。
黒い十字によって。 識別された3つの電信ピクセルの位置
CHEOPS PSF（付録Aを参照）内にあるものを含め、
赤い丸で囲まれた十字で強調表示されます。
図3.TOI-561のCHEOPSトレンド除去光度曲線。 訪問1、2、および3は、それぞれ左上、右上、および下のパネルに表示されます。 最適な
モデルは赤い実線でオーバープロットされ、訪問ごとに残差が表示されます。 惑星b、c、およびdの通過は、青、オレンジ、および緑で強調表示されます
それぞれ三角形。
図4.上：セクター35の2分間のケイデンストレンド除去TESS光度曲線。
TOI-561 cおよびdの予測通過時間（L21エフェメリスによる）、
およびTOI-561f（W21エフェメリスによる）はオレンジ色で強調表示され、
それぞれ緑と黒の縦の実線。黒い破線
〜8.1dでの惑星fエイリアスの予測位置を示します。唯一のトランジット
光度曲線に存在するのは、〜9260BJD-2450000のTOI-561cの1つです。
一方、惑星fエイリアスの予測時間にはトランジットイベントは発生しませんでした。 The
惑星dとfの通過は、時系列ギャップに分類されます。下：CHEOPS訪問
TOI-561を監視する予定d。緑の縦の実線は、
後のCHEOPS観測ウィンドウの計算に使用される予測通過時間
エフェメリスの更新（セクション4.1）。トランジットは68あたり68以内に発生しました
淡い緑色の領域で強調表示された、セント最高確率密度区間。
このトランジットは、天体暦の伝播と一致していないことに注意してください。
惑星f、9319.94 BJD-2450000で通過したはずなので、ほとんど
観測されたCHEOPSトランジットの1日後
図13.TOI-561 b（左上）、c（右上）、d（左下）、およびe（下）の内部構造を説明する主なパラメーターの事後分布
正しい）。 各コーナープロットは、内核と水層の質量分率、マントル内のシリコンとマグネシウムのモル分率、鉄を示しています
内核のモル分率、および対数スケールのガスの質量。 各列の上部には、平均値と5％および95％の分位数が印刷されます。
値。 惑星ごとに、内核+マントル（濃い灰色）、水層（濃い青）、ガスエンベロープ（明るい）の半径の割合を示します。
青）、事後分布の中央値に対応します。 色付きの長方形は、対応する層の厚さの不確実性を示していますが、
黒い破線の外輪は、全半径の不確実性を表しています。 各惑星の平衡温度と惑星表面重力が報告されます
8考察と結論
この研究では、4つの通過する惑星の存在を確認します
TOI-561付近、公転周期は約0.44、10.8、25。7日および77日（表6）。私たちの分析は、
以前に提案された惑星TOI-561f（𝑃〜16。3日; W21）。 TOI 561は、正確な半径と質量を持つ数少ない4惑星系の1つです。
すべての惑星の測定。グローバル測光のおかげで
およびRV分析では、すべての質量と半径を
L21値、および惑星のかさ密度を正確に決定しました。
惑星bの不確実性は14.4％、13.6％、10.2％、18.4％で、
それぞれc、d、e。惑星eのより高い不確実性は、
半径決定の精度が低い（5％の不確実性）、
単一のTESSトランジットの分析に基づいており、
高精度CHEOPS測光の重要性。実際、不確実性を減らすことができた単一のCHEOPSトランジット
5.1％からの惑星dの半径（L21、1回のTESSトランジットに基づく）
2.5％まで。質量の改善も含めて、これは密度の不確かさが18.9％から10.2％に減少します。私たちは期待する
将来のCHEOPS観測による惑星eの同様の改善
2022年に予定されています。TOI-561eの半径の改善は
惑星は興味深いターゲットであるため、特に重要です
冷たいサブネプチューンの内部構造の研究。その長い期間
（𝑃d= 77.03 + 0.25−0.24 d）は、𝑆e= 4.96±0.28𝑆⊕の日射フラックスを意味します
比較的低温のゼロボンドアルベド平衡温度𝑇eq、e = 415±6K。図15に示すように、TOI-561eは
正確に十分な明るさの星を周回するいくつかのクールで長周期の惑星
RVの特性評価、したがって、改良するのに最適なテストケースです
将来のターゲットを特徴づけるのに役立つツールとモデル
PLATOのような長年のミッション。
TOI-561は、これまでに発見された最も興味深いUSP惑星の1つをホストしています。 L21によって最初に提案されたように、私たちの分析は確認します
TOI-561 bが最低密度です（𝜌b = 3.8±0.5g cm-3）USP
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