星形成領域にガス惑星止まりの天体が大量に浮いているのは、成長の早い恒星が紫外線を含む電磁波を放出しているかららしい。以下、機械翻訳。
オリオン座の木星質量連星天体の電波対応物
要約
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のオリオン大星雲内部の近赤外線データを使用して、ピアソンとマコーリアン (2023) は 40 個の木星質量連星天体 (JuMBOS) を検出しました。 これらの星系は星とは関連しておらず、その構成要素には木星のような巨大な惑星の塊と、その中に分離された惑星が存在します。
〜100天文単位の空の平面。 これらの広く自由に浮遊する惑星質量連星の存在は、
現在の星や惑星の形成理論では予想外だった。 今回はラジオの続きをレポートします
(6.1 および 10.0 GHz) JuMBO 24 に相当する Karl G. Jansky Very Large Array の検出。
電波放射は、数日、数年のタイムスケールにわたって約 50 μJy のレベルで安定しているようです。 設定しました
上限 ≃ 15 km s^−1
空の平面内の電波源の速度に換算します。 のように、
近赤外線では、電波放射はバイナリの両方のコンポーネントから発生しているようです。
キーワード: 系外惑星 (498) – 自由浮遊惑星 (549) – 電波天文測定 (1337) – 電波連続体
排出量 (1340)
1. はじめに
新しいジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) によるオリオン星雲内部と台形星団の近赤外線調査で、ピアソンとマコーリアン (2023) が検出しました。
40 木星 - 大質量連星天体 (JuMBOS)。 さらに、2 つの三重天体が報告されました。 これらの複数の
システムは星とその構成要素に関連付けられていません
木星の質量が 0.6 ～ 14 の範囲にあり、
28 と 384au の間の空の平面での分離 (388 pc の距離で 0.07 および 0.99 秒角、Kounkel他。 2017）。
これらの広い惑星質量の存在はスターに関する現在の知識からすると、バイナリは驚くべきものです
そして惑星の形成はそれらを説明できません。 考えられる理論的説明は Wang によって提供されています。
他。 (2023) 恒星に接近した後の放出に関して
太陽に似た 2 つの星の間を通過します。 ローグプラネット (シングル)
どの恒星や褐色にも重力的に束縛されていない惑星
矮星、浮遊惑星または孤児惑星としても知られています)
光学および近赤外線で検出されている (Lucas & Roche 2000; Zapatero Osorio et al. 2000)。 これ
ただし、単一ソースの後者のクラスには互換性があります。
恒星の形成に関する既知の物理的条件を備えた
と惑星系 (Hurley & Shara 2002; Kroupa)& ブービエ 2003; Whitworth & Zinnecker 2004; ミレットロイグ 2023)。 私たちはラジオの相手を探しました
高感度の観測を使用してオリオン座の 42 JuMBOS を調査
カール G. ジャンスキー超大規模配列のアーカイブより
(VLA) 国立電波天文台。
ここでは、JuMBO 24 の 3 つの電波検出を報告します。
2012 年、2018 年、および 10 年にわたって分布したエポック
2022. 本稿は次のように構成されています。 セクション 2 では、
観察結果を提示し、セクション 3 で議論します。
この検出の影響。 最後にセクション 4 で
結論を要約します。
2. 観察
2.1. VLAの観測
リストされた 3 つのプロジェクトの VLA データを分析しました
表 1 に示します。データは標準で校正されました。
CASA（Common Astronomy Software）を使用した方法
アプリケーション; マクマリンら。 2007) NRAO のパッケージ
そしてVLA1観測のために提供されたパイプライン。 感度と感度の間の妥協点を最適化するために、イメージングでは堅牢な重み付け 0 (Briggs 1995) が使用されました。
角度解像度。 画像は (u, v) で作成されました。
範囲を > 100 kλ に設定し、より大きな構造を抑制します。2
」は、オリオンフィールドの信号対雑音比を制限します。
プロジェクト SD0630 は 5 つのセッションで構成されています。
2012 年 9 月 30 日と 10 月 2、3、4、5 日。
プロジェクト 17A-069 と 22A-285 は、それぞれ 2018 年 5 月 11 日と 2022 年 7 月 2 日の単一セッションで作成されました。 で
表 1 には、観測の平均エポックも示しています。
使用される構成、中心周波数、
観測の帯域幅、パラメータ
合成ビーム、電波束密度および位置
JuMBO 24 の 4-σ 上限と絶対値
円偏光。 ゲイン校正器 J0541-0541、
すべての観測で同じだったので、天文測定は可能です
より簡単に直接比較できます。 プロジェクト SD0630 およびプロジェクトの絶対磁束校正器は J0137+331 (3C 48) でした。
22A-285、およびプロジェクト 17A-069 の J0521+1638 (3C 138)。
近赤外線源 JuMBO 24 が存在することがわかりました。
0.05 秒角以内で連続電波と一致する
ソースは 3 つの VLA イメージすべてに存在します。 ピアソン＆マコーリアンによる JuMBO 24 の位置
(2023) は RA(J2000) = 05h35m19.s50616、DEC(J2000)
= −05°23'39.''7303。 3 つのエポックにおける対応する無線ソースの位置を表 1 に示します。
このラジオ ソースはフォルブリッヒのリストに初めて登場しました。
他。 (2016、出典 441)。 JuMBO 24 はもともと
F160W (1.4-1.8 μm) および F110W (0.8-1.4 μm) の近赤外線ハッブル宇宙望遠鏡観測で検出されました。
μm) フィルター、それぞれ振幅 17.11 および 18.33 (Luhman et al. 2000、出典 274)。 スレズニック
他。 (2004) K バンドの大きさは 19.51 であると報告しました。
(情報源 728)。 これらの著者は近赤外線を使用しました
測光と分光学、そして進化
恒星のモデル (D’Antona & Mazzitelli 1994; Baraffe)
他。 1998) の赤外線スペクトルの種類を決定します。
単一星を想定した場合、M5.5±1.5、質量は約52 MJ。 JWST データと Pearson & McCaughrean (2023) の解釈は、次のことを示しています。
JuMBO 24 は両方のコンポーネントが含まれるバイナリです。
同じ巨大惑星の質量は 11.5 MJ で、距離は
空の平面内で 28 au。 JuMBO 24 が際立っているのは、
これらのオブジェクトのリスト (合計が最も大きいため)
質量 (23 MJ ) と平面内の最も近い距離
空（28 au）の。 また、JuMBO 24 の予備選では、
2 番目に小さい絶滅、AV = 3.6 に次ぐもの
JuMBO 27、AV = 2.4 です。
2.2. アルマ望遠鏡の観測
アタカマでJuMBOのカウンターパートを探しました
大規模なミリ波/サブミリ波アレイのアーカイブ。 いくつかのデータセットを分析しました: 2013.1.00546.S、2015.1.00534.S、
2015.1.00262.S、2015.1.00669.S、2017.1.01353.S、
2017.1.01639.S、および 2018.1.01107.S。 しかし、明らかなミリメートル、あるいはサブミリメートルさえも見つかりません。
42 の JuMBO のいずれかの連続体に相当します。 で
特に、データセット 2015.1.00669.S (PI: Hacar、Alvaro) は、バンド 3 で作成された大きなモザイクであり、
広いエリア (OMC2、OMC1-N、OMC1、OMC1-S)。 の
この大きなモザイクの rms ノイズは 150 µJy Beam^−1 です。
、それで私たちは
750 µJy の 5-σ レベルでは対応物が検出されません
ビーム^−1
。 今後のさらに深いアルマ望遠鏡観測
オリオン大星雲は熱放出に関連するものを明らかにする可能性がある
ジャンボと一緒に。
3. ディスカッション
単一惑星の最初のセンチメートル検出
質量オブジェクト、SIMP J01365662+0933473 が達成されました
カオらによる。 （2018年）。 惑星質量連星を伴うセンチメートル連続体源の最初の特定
ここで紹介されているオブジェクトは、
ラジオデータが提供できる情報。 例を挙げます
これらの可能性については、以下で説明します。 特に電波放射の起源に関連したさらなる研究は、
今後の論文に延期される。
3.1. ランダムな関連性の確率
このセクションでは、JuMBO 24 の位置がいずれかの無線機と一致する可能性を推定します。
この地域の情報源は偶然であり、現実のものではありません。 彼らの中で
オリオン座の研究、フォルブリッヒら。 (2016) 合計で検出されました
13.'6 × 13.'6 の領域に 556 の電波源。 ほとんど
ただし、ソースは半径の領域に囲まれています。
〜 3 件中
』
(Forbrrich et al. (2016) の図 5 を参照)。 の
556 個のソースのうち 358 個の磁束密度は以下と同等以上です
50 μJy、JuMBO 24 に関連すると提案されている電波源の特性値。これらの結果
立体角密度は 3.5×10^−3 になります。
ラジオソースごとアーク秒2。
電波源の最も正確な位置は次のとおりです。
マルチエポック プロジェクト SD0630 から取得。 無線機の位置の統計誤差の畳み込み
系統的位置誤差を伴うソース (表 1)
Dzibらによる推定では0.′01。 (2017)、我々は、
±1 − σ エラー ボックス 0.''027 × 0.''031。 ソースがランダムにこのエラー ボックスに該当する事前確率は次のとおりです。
すると2.9×10^−6
。 ただし、オリオンの 42 基の JuMBO のいずれかと無線ソースが一致した場合、重要であると考えられているため、これらを仮定すると、
起こり得る偶然は、私たちがしなければならない独立した出来事です
特定の JuMBO ソースが空間的に関連している確率を 42 倍します。最終的に a が得られます。
1 つの JuMBO がランダムに一致する事前確率
1 つの無線源がある位置ではわずか 1.2 × 10^−4、本当の協会をサポートします。
表 1. VLA 観測のパラメータ
注 - 列 4 と 5 は、観測値の中心周波数と帯域幅です。 列 8 と列 9 に示されている位置は、
RA(J2000) = 05h35m および DEC(J2000) = −05 から測定された、RA の秒と DEC の秒角
23分
、 それぞれ。 カラム
10 は、絶対円偏光の 4-σ 上限を示します。
3.2. 適切な動作の上限
3 つの地点で決定された無線位置を使用する
の固有の動きを検索できるエポック
ソース。 前述したように、同じことが近くにあるという事実
(〜 1.◦5) ゲイン校正器 (J0541-0541) がすべての観測で使用されたことは、健全な天文測定を意味します。 最小二乗法
追加後、表 1 に示されている位置に適合します。
直角位相の系統誤差 0.''01 を計算すると、次の値が得られます。
μα cos δ = +1.8±2.8 ミリ秒角／年 ; μδ = −3.0±2.5ミリ秒角／年。
この結果は、重要な適切な問題が存在しないことを意味します。
1年あたり約8ミリ秒角の3-σレベルでの運動、それは対応します
の距離で〜15 km s^−1の横速度まで388pc (Kounkel et al. 2017)。 これらの上限ルールは
空の面内で大きな速度が出ますが、
かなりの速度が発生する可能性があることを指摘しておく必要があります。
半径方向に存在します。 当社の測定値
おおよそのレストフレームに登録できます。
平均固有値を差し引いたオリオン星団
オリオン座中心部の電波星の動き (Dzib)
他。 2017)、μα cos δ = +1.07 ± 0.09 ミリ秒角／年
; μδ = −0.84 ± 0.16 ミリ秒角／ 年。 私達は手に入れました：
μα cos δ = +0.7±2.8 ミリ秒角／年
; μδ = −2.2±2.5ミリ秒角／年。
私たちは、JuMBO 24 はオリオン座の電波星と比べて大きな速度で移動していないと結論付けます。 ヴァン・エルテレンら。 (2019) は数値シミュレーションを行っています。
若くて高密度の星団の進化。 彼らは
単一の自由浮遊惑星がそれらの惑星から放出されていることを発見する
別のシステムとの強力な遭遇後のオリジナルシステム
星の速度は通常、星の速度の 3 倍になります。
星団内の星々。 ジブら。 (2017) の中心にある電波を発する星の空の平面座標に沿った、〜 2〜3 km s^−1 の典型的な速度分散を見つけます。
オリオン大星雲団。 の結果を仮定すると、
ヴァン・エルテレンら。 (2019) は自由浮遊連星惑星に拡張でき、速度分散は 〜 6−9 km s^−1と予想されます。
JuMBO および ~500 シングルの場合 ピアソンとオリオン座で報告された惑星質量天体
マコーリアン (2023)。 今後、Orion JuMBO の運動学を高精度に決定することが役立つでしょう。
これらの予期せぬ情報源の起源を理解してください。
3.3. 時間監視
6.1 GHz での 2 つの測定値を表 1 に示します。
10年も離れていて、騒音の中で彼らは
平等であることと一致しています。 もう一つの証拠は、
5 つの分析では、定常フラックスが有利であると考えられます。
プロジェクト SD0630 で観察されたさまざまなエポック。 表 2 では、
個々のエポックと磁束密度を与えます
観測セッションでは、すべての磁束密度が ≃ 45 µJy の値のノイズ内で一貫していることがわかります。
からの電波放射の時間的挙動をしっかりと確立するには、より集中的な観測が必要ですが、
JuMBO 24、既存のデータはすべて安定したデータと一致しています。
数日から数年の時間スケールにわたる磁束密度。
3.4. 電波放射の性質
既知の電波放射がある物体は、
JuMBO のコンポーネントに似ているのは超低温矮星です (Kao & Sebastian Pineda 2022)。 ラジオ
後者の天体からの放射には 2 つの主な構成要素があります。オーロラで発生する周期的なバースト放射です。
そして、木星の輻射帯と形態的に類似した構造から生じる、円偏光度の低い、ゆっくりと変化する静止放射 (クリメント)
他。 2023年; カオら。 2023年）。 破裂成分は、
円偏光であり、によって生成されると考えられています。
電子サイクロトロンメーザーの不安定性 (Hallinan et al.2006)、同じコヒーレント放出プロセスにより、
太陽系の惑星からのオーロラ電波放射 (Pineda et al. 2017)。 一方で、
静止コンポーネントは通常、次のように解釈されます。
ジャイロシンクロトロンまたはシンクロトロン機構を引き起こす相対論的電子からの電波放出によって引き起こされる、
電子がどの程度相対論的であるかに応じて。 今はそうです
この静止放射は放射線帯で生成されることが知られている (Climent et al. 2023; Kao et al. 2023)。 与えられた
JuMBO 24 からの電波放射は安定している
時間的には、それは相対論によって生成されると予想されるでしょう。
磁気 f 内で電子が螺旋を描く
放射線帯のフィールド。
電波放射のスペクトルインデックスは、放射線の性質の指標です。 SD0630 の観測は、次の 2 つの帯域幅を使用して行われました。
それぞれ 4.8 GHz と 7.4 GHz を中心として、それぞれ 1 GHz。
これら 2 つの周波数での磁束密度はそれぞれ 53.8±6.0 および 43.0±5.8 µJy であることがわかります。 連続体スペクトルが次のように記述されると仮定します。
べき乗則、Sν ∝ ν
α、次のスペクトル指数を導き出します。
α = −0.52 ± 0.40。 また、線源の磁束密度が安定していると仮定して、スペクトル指数を導出することができます。
表 1 に示す値を組み合わせます。
得られたデータは α = +0.50 ± 0.43 です。 加重平均
これら 2 つの測定値の rms は α = −0.05±0.51 です。
不確実性が大きいため、識別することは困難です
考えられる放出メカニズムの間で決定することはできますが、
レイリー ジーンズで光学的に厚い黒体を作り出す
領域 (α = 2) とパルサーに特徴的な負の急峻な指数 (α ≤ –2)。
どの時代でも円偏光は検出されませんでした。
ただし、上限はそれほど厳しくありません。 の
円偏光の存在は強力な指標です
電子サイクロトロンメーザーの不安定性、サイクロトロンのいずれか
またはジャイロシンクロトロン放射ですが、もちろんそれは存在しません。
これらのメカニズムを排除するものではありません。
上で述べたように、超低温矮星は最も近いものです。
で発見された巨大惑星のことです。
無線。 9つの静止バイナリの電波輝度
Kao と Sebastian が超低温矮星システムについて議論
Pineda (2022) は 10^11.9 − 14.6 erg s^−1 Hz^−1 の範囲にあります。 JuMBO 24 の電波輝度は 10^16.0エルグs^−1 Hz^−1 です。
次に、電波輝度は次のように結論付けられます。
JuMBO 24 の規模は単純なものよりも桁違いに大きい
期待される。
3.5. ラジオの位置と形態
赤外線源
図 1 に、すべてのデータを連結して得られた連続無線放射の画像を示します。
プロジェクトSD0630の。 電波源が、次式で与えられる近赤外線の位置とほぼ一致していることがわかります。
ピアソンとマコーリアン (2023)。 ガウス楕円体
CASAのタスクIMFITを使って電波画像にフィットさせる
デコンボリューションされた角度サイズは 0.''179 ± 0.''045 × 0.'143 ± 0.'074; 60°±89°となります。
ラジオソースはあるものの、かろうじて解像されているだけで、これらの角度寸法と
長軸の方向は、ガウス楕円体から得られた値が JWST に適合
画像。 たとえば、2.77 µm での画像に当てはめると、0.''170 ± 0.''002 × 0.''132 ± 0.''002 97°±2°となります。
。 の
より短い波長の JWST 観測は、東西方向に伸びる原因は、ソースのバイナリティー。2 つの要素で構成されます。
正確に約 100 マス離れた天体は、東西方向。 この結果は、次のことを示唆しています。
近赤外線、からかなりの電波放射があります。
バイナリの両方のコンポーネント。 この結果も同様です
コンパクトな超クールなドワーフ バイナリ VHS 1256 ～ 1257AB で得られたものに、光学式および無線式が適用されます。
発光は互換性のある寸法と方向を示します(ロドリゲス他、2023)。
4. 結論
連続電波放射の検出を報告します
最近特定された問題に関連する 6 ～ 10 GHz
オリオン座の木星質量連星天体 JuMBO 24
星雲団。 誤差の範囲内で、電波放射
数日から数年にわたる時間スケールでは安定しているように見えますが、
円偏光を示さない。 重要な適切なものはありません
3 つの観測エポック間で動きが検出され、
大きな速度（≥ 15 km s^−1）を除外する
空の平面内。 電波放射はわずかに解決されます
が検出した赤外線源と同じ方向
JWST は、電波放射が
2 つの惑星質量天体の組み合わせ。 原因を特定するには追加の電波観測が必要です。
電波放射メカニズムの性質。
要約
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のオリオン大星雲内部の近赤外線データを使用して、ピアソンとマコーリアン (2023) は 40 個の木星質量連星天体 (JuMBOS) を検出しました。 これらの星系は星とは関連しておらず、その構成要素には木星のような巨大な惑星の塊と、その中に分離された惑星が存在します。
〜100天文単位の空の平面。 これらの広く自由に浮遊する惑星質量連星の存在は、
現在の星や惑星の形成理論では予想外だった。 今回はラジオの続きをレポートします
(6.1 および 10.0 GHz) JuMBO 24 に相当する Karl G. Jansky Very Large Array の検出。
電波放射は、数日、数年のタイムスケールにわたって約 50 μJy のレベルで安定しているようです。 設定しました
上限 ≃ 15 km s^−1
空の平面内の電波源の速度に換算します。 のように、
近赤外線では、電波放射はバイナリの両方のコンポーネントから発生しているようです。
キーワード: 系外惑星 (498) – 自由浮遊惑星 (549) – 電波天文測定 (1337) – 電波連続体
排出量 (1340)
1. はじめに
新しいジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) によるオリオン星雲内部と台形星団の近赤外線調査で、ピアソンとマコーリアン (2023) が検出しました。
40 木星 - 大質量連星天体 (JuMBOS)。 さらに、2 つの三重天体が報告されました。 これらの複数の
システムは星とその構成要素に関連付けられていません
木星の質量が 0.6 ～ 14 の範囲にあり、
28 と 384au の間の空の平面での分離 (388 pc の距離で 0.07 および 0.99 秒角、Kounkel他。 2017）。
これらの広い惑星質量の存在はスターに関する現在の知識からすると、バイナリは驚くべきものです
そして惑星の形成はそれらを説明できません。 考えられる理論的説明は Wang によって提供されています。
他。 (2023) 恒星に接近した後の放出に関して
太陽に似た 2 つの星の間を通過します。 ローグプラネット (シングル)
どの恒星や褐色にも重力的に束縛されていない惑星
矮星、浮遊惑星または孤児惑星としても知られています)
光学および近赤外線で検出されている (Lucas & Roche 2000; Zapatero Osorio et al. 2000)。 これ
ただし、単一ソースの後者のクラスには互換性があります。
恒星の形成に関する既知の物理的条件を備えた
と惑星系 (Hurley & Shara 2002; Kroupa)& ブービエ 2003; Whitworth & Zinnecker 2004; ミレットロイグ 2023)。 私たちはラジオの相手を探しました
高感度の観測を使用してオリオン座の 42 JuMBOS を調査
カール G. ジャンスキー超大規模配列のアーカイブより
(VLA) 国立電波天文台。
ここでは、JuMBO 24 の 3 つの電波検出を報告します。
2012 年、2018 年、および 10 年にわたって分布したエポック
2022. 本稿は次のように構成されています。 セクション 2 では、
観察結果を提示し、セクション 3 で議論します。
この検出の影響。 最後にセクション 4 で
結論を要約します。
2. 観察
2.1. VLAの観測
リストされた 3 つのプロジェクトの VLA データを分析しました
表 1 に示します。データは標準で校正されました。
CASA（Common Astronomy Software）を使用した方法
アプリケーション; マクマリンら。 2007) NRAO のパッケージ
そしてVLA1観測のために提供されたパイプライン。 感度と感度の間の妥協点を最適化するために、イメージングでは堅牢な重み付け 0 (Briggs 1995) が使用されました。
角度解像度。 画像は (u, v) で作成されました。
範囲を > 100 kλ に設定し、より大きな構造を抑制します。2
」は、オリオンフィールドの信号対雑音比を制限します。
プロジェクト SD0630 は 5 つのセッションで構成されています。
2012 年 9 月 30 日と 10 月 2、3、4、5 日。
プロジェクト 17A-069 と 22A-285 は、それぞれ 2018 年 5 月 11 日と 2022 年 7 月 2 日の単一セッションで作成されました。 で
表 1 には、観測の平均エポックも示しています。
使用される構成、中心周波数、
観測の帯域幅、パラメータ
合成ビーム、電波束密度および位置
JuMBO 24 の 4-σ 上限と絶対値
円偏光。 ゲイン校正器 J0541-0541、
すべての観測で同じだったので、天文測定は可能です
より簡単に直接比較できます。 プロジェクト SD0630 およびプロジェクトの絶対磁束校正器は J0137+331 (3C 48) でした。
22A-285、およびプロジェクト 17A-069 の J0521+1638 (3C 138)。
近赤外線源 JuMBO 24 が存在することがわかりました。
0.05 秒角以内で連続電波と一致する
ソースは 3 つの VLA イメージすべてに存在します。 ピアソン＆マコーリアンによる JuMBO 24 の位置
(2023) は RA(J2000) = 05h35m19.s50616、DEC(J2000)
= −05°23'39.''7303。 3 つのエポックにおける対応する無線ソースの位置を表 1 に示します。
このラジオ ソースはフォルブリッヒのリストに初めて登場しました。
他。 (2016、出典 441)。 JuMBO 24 はもともと
F160W (1.4-1.8 μm) および F110W (0.8-1.4 μm) の近赤外線ハッブル宇宙望遠鏡観測で検出されました。
μm) フィルター、それぞれ振幅 17.11 および 18.33 (Luhman et al. 2000、出典 274)。 スレズニック
他。 (2004) K バンドの大きさは 19.51 であると報告しました。
(情報源 728)。 これらの著者は近赤外線を使用しました
測光と分光学、そして進化
恒星のモデル (D’Antona & Mazzitelli 1994; Baraffe)
他。 1998) の赤外線スペクトルの種類を決定します。
単一星を想定した場合、M5.5±1.5、質量は約52 MJ。 JWST データと Pearson & McCaughrean (2023) の解釈は、次のことを示しています。
JuMBO 24 は両方のコンポーネントが含まれるバイナリです。
同じ巨大惑星の質量は 11.5 MJ で、距離は
空の平面内で 28 au。 JuMBO 24 が際立っているのは、
これらのオブジェクトのリスト (合計が最も大きいため)
質量 (23 MJ ) と平面内の最も近い距離
空（28 au）の。 また、JuMBO 24 の予備選では、
2 番目に小さい絶滅、AV = 3.6 に次ぐもの
JuMBO 27、AV = 2.4 です。
2.2. アルマ望遠鏡の観測
アタカマでJuMBOのカウンターパートを探しました
大規模なミリ波/サブミリ波アレイのアーカイブ。 いくつかのデータセットを分析しました: 2013.1.00546.S、2015.1.00534.S、
2015.1.00262.S、2015.1.00669.S、2017.1.01353.S、
2017.1.01639.S、および 2018.1.01107.S。 しかし、明らかなミリメートル、あるいはサブミリメートルさえも見つかりません。
42 の JuMBO のいずれかの連続体に相当します。 で
特に、データセット 2015.1.00669.S (PI: Hacar、Alvaro) は、バンド 3 で作成された大きなモザイクであり、
広いエリア (OMC2、OMC1-N、OMC1、OMC1-S)。 の
この大きなモザイクの rms ノイズは 150 µJy Beam^−1 です。
、それで私たちは
750 µJy の 5-σ レベルでは対応物が検出されません
ビーム^−1
。 今後のさらに深いアルマ望遠鏡観測
オリオン大星雲は熱放出に関連するものを明らかにする可能性がある
ジャンボと一緒に。
3. ディスカッション
単一惑星の最初のセンチメートル検出
質量オブジェクト、SIMP J01365662+0933473 が達成されました
カオらによる。 （2018年）。 惑星質量連星を伴うセンチメートル連続体源の最初の特定
ここで紹介されているオブジェクトは、
ラジオデータが提供できる情報。 例を挙げます
これらの可能性については、以下で説明します。 特に電波放射の起源に関連したさらなる研究は、
今後の論文に延期される。
3.1. ランダムな関連性の確率
このセクションでは、JuMBO 24 の位置がいずれかの無線機と一致する可能性を推定します。
この地域の情報源は偶然であり、現実のものではありません。 彼らの中で
オリオン座の研究、フォルブリッヒら。 (2016) 合計で検出されました
13.'6 × 13.'6 の領域に 556 の電波源。 ほとんど
ただし、ソースは半径の領域に囲まれています。
〜 3 件中
』
(Forbrrich et al. (2016) の図 5 を参照)。 の
556 個のソースのうち 358 個の磁束密度は以下と同等以上です
50 μJy、JuMBO 24 に関連すると提案されている電波源の特性値。これらの結果
立体角密度は 3.5×10^−3 になります。
ラジオソースごとアーク秒2。
電波源の最も正確な位置は次のとおりです。
マルチエポック プロジェクト SD0630 から取得。 無線機の位置の統計誤差の畳み込み
系統的位置誤差を伴うソース (表 1)
Dzibらによる推定では0.′01。 (2017)、我々は、
±1 − σ エラー ボックス 0.''027 × 0.''031。 ソースがランダムにこのエラー ボックスに該当する事前確率は次のとおりです。
すると2.9×10^−6
。 ただし、オリオンの 42 基の JuMBO のいずれかと無線ソースが一致した場合、重要であると考えられているため、これらを仮定すると、
起こり得る偶然は、私たちがしなければならない独立した出来事です
特定の JuMBO ソースが空間的に関連している確率を 42 倍します。最終的に a が得られます。
1 つの JuMBO がランダムに一致する事前確率
1 つの無線源がある位置ではわずか 1.2 × 10^−4、本当の協会をサポートします。
表 1. VLA 観測のパラメータ
注 - 列 4 と 5 は、観測値の中心周波数と帯域幅です。 列 8 と列 9 に示されている位置は、
RA(J2000) = 05h35m および DEC(J2000) = −05 から測定された、RA の秒と DEC の秒角
23分
、 それぞれ。 カラム
10 は、絶対円偏光の 4-σ 上限を示します。
3.2. 適切な動作の上限
3 つの地点で決定された無線位置を使用する
の固有の動きを検索できるエポック
ソース。 前述したように、同じことが近くにあるという事実
(〜 1.◦5) ゲイン校正器 (J0541-0541) がすべての観測で使用されたことは、健全な天文測定を意味します。 最小二乗法
追加後、表 1 に示されている位置に適合します。
直角位相の系統誤差 0.''01 を計算すると、次の値が得られます。
μα cos δ = +1.8±2.8 ミリ秒角／年 ; μδ = −3.0±2.5ミリ秒角／年。
この結果は、重要な適切な問題が存在しないことを意味します。
1年あたり約8ミリ秒角の3-σレベルでの運動、それは対応します
の距離で〜15 km s^−1の横速度まで388pc (Kounkel et al. 2017)。 これらの上限ルールは
空の面内で大きな速度が出ますが、
かなりの速度が発生する可能性があることを指摘しておく必要があります。
半径方向に存在します。 当社の測定値
おおよそのレストフレームに登録できます。
平均固有値を差し引いたオリオン星団
オリオン座中心部の電波星の動き (Dzib)
他。 2017)、μα cos δ = +1.07 ± 0.09 ミリ秒角／年
; μδ = −0.84 ± 0.16 ミリ秒角／ 年。 私達は手に入れました：
μα cos δ = +0.7±2.8 ミリ秒角／年
; μδ = −2.2±2.5ミリ秒角／年。
私たちは、JuMBO 24 はオリオン座の電波星と比べて大きな速度で移動していないと結論付けます。 ヴァン・エルテレンら。 (2019) は数値シミュレーションを行っています。
若くて高密度の星団の進化。 彼らは
単一の自由浮遊惑星がそれらの惑星から放出されていることを発見する
別のシステムとの強力な遭遇後のオリジナルシステム
星の速度は通常、星の速度の 3 倍になります。
星団内の星々。 ジブら。 (2017) の中心にある電波を発する星の空の平面座標に沿った、〜 2〜3 km s^−1 の典型的な速度分散を見つけます。
オリオン大星雲団。 の結果を仮定すると、
ヴァン・エルテレンら。 (2019) は自由浮遊連星惑星に拡張でき、速度分散は 〜 6−9 km s^−1と予想されます。
JuMBO および ~500 シングルの場合 ピアソンとオリオン座で報告された惑星質量天体
マコーリアン (2023)。 今後、Orion JuMBO の運動学を高精度に決定することが役立つでしょう。
これらの予期せぬ情報源の起源を理解してください。
3.3. 時間監視
6.1 GHz での 2 つの測定値を表 1 に示します。
10年も離れていて、騒音の中で彼らは
平等であることと一致しています。 もう一つの証拠は、
5 つの分析では、定常フラックスが有利であると考えられます。
プロジェクト SD0630 で観察されたさまざまなエポック。 表 2 では、
個々のエポックと磁束密度を与えます
観測セッションでは、すべての磁束密度が ≃ 45 µJy の値のノイズ内で一貫していることがわかります。
からの電波放射の時間的挙動をしっかりと確立するには、より集中的な観測が必要ですが、
JuMBO 24、既存のデータはすべて安定したデータと一致しています。
数日から数年の時間スケールにわたる磁束密度。
3.4. 電波放射の性質
既知の電波放射がある物体は、
JuMBO のコンポーネントに似ているのは超低温矮星です (Kao & Sebastian Pineda 2022)。 ラジオ
後者の天体からの放射には 2 つの主な構成要素があります。オーロラで発生する周期的なバースト放射です。
そして、木星の輻射帯と形態的に類似した構造から生じる、円偏光度の低い、ゆっくりと変化する静止放射 (クリメント)
他。 2023年; カオら。 2023年）。 破裂成分は、
円偏光であり、によって生成されると考えられています。
電子サイクロトロンメーザーの不安定性 (Hallinan et al.2006)、同じコヒーレント放出プロセスにより、
太陽系の惑星からのオーロラ電波放射 (Pineda et al. 2017)。 一方で、
静止コンポーネントは通常、次のように解釈されます。
ジャイロシンクロトロンまたはシンクロトロン機構を引き起こす相対論的電子からの電波放出によって引き起こされる、
電子がどの程度相対論的であるかに応じて。 今はそうです
この静止放射は放射線帯で生成されることが知られている (Climent et al. 2023; Kao et al. 2023)。 与えられた
JuMBO 24 からの電波放射は安定している
時間的には、それは相対論によって生成されると予想されるでしょう。
磁気 f 内で電子が螺旋を描く
放射線帯のフィールド。
電波放射のスペクトルインデックスは、放射線の性質の指標です。 SD0630 の観測は、次の 2 つの帯域幅を使用して行われました。
それぞれ 4.8 GHz と 7.4 GHz を中心として、それぞれ 1 GHz。
これら 2 つの周波数での磁束密度はそれぞれ 53.8±6.0 および 43.0±5.8 µJy であることがわかります。 連続体スペクトルが次のように記述されると仮定します。
べき乗則、Sν ∝ ν
α、次のスペクトル指数を導き出します。
α = −0.52 ± 0.40。 また、線源の磁束密度が安定していると仮定して、スペクトル指数を導出することができます。
表 1 に示す値を組み合わせます。
得られたデータは α = +0.50 ± 0.43 です。 加重平均
これら 2 つの測定値の rms は α = −0.05±0.51 です。
不確実性が大きいため、識別することは困難です
考えられる放出メカニズムの間で決定することはできますが、
レイリー ジーンズで光学的に厚い黒体を作り出す
領域 (α = 2) とパルサーに特徴的な負の急峻な指数 (α ≤ –2)。
どの時代でも円偏光は検出されませんでした。
ただし、上限はそれほど厳しくありません。 の
円偏光の存在は強力な指標です
電子サイクロトロンメーザーの不安定性、サイクロトロンのいずれか
またはジャイロシンクロトロン放射ですが、もちろんそれは存在しません。
これらのメカニズムを排除するものではありません。
上で述べたように、超低温矮星は最も近いものです。
で発見された巨大惑星のことです。
無線。 9つの静止バイナリの電波輝度
Kao と Sebastian が超低温矮星システムについて議論
Pineda (2022) は 10^11.9 − 14.6 erg s^−1 Hz^−1 の範囲にあります。 JuMBO 24 の電波輝度は 10^16.0エルグs^−1 Hz^−1 です。
次に、電波輝度は次のように結論付けられます。
JuMBO 24 の規模は単純なものよりも桁違いに大きい
期待される。
3.5. ラジオの位置と形態
赤外線源
図 1 に、すべてのデータを連結して得られた連続無線放射の画像を示します。
プロジェクトSD0630の。 電波源が、次式で与えられる近赤外線の位置とほぼ一致していることがわかります。
ピアソンとマコーリアン (2023)。 ガウス楕円体
CASAのタスクIMFITを使って電波画像にフィットさせる
デコンボリューションされた角度サイズは 0.''179 ± 0.''045 × 0.'143 ± 0.'074; 60°±89°となります。
ラジオソースはあるものの、かろうじて解像されているだけで、これらの角度寸法と
長軸の方向は、ガウス楕円体から得られた値が JWST に適合
画像。 たとえば、2.77 µm での画像に当てはめると、0.''170 ± 0.''002 × 0.''132 ± 0.''002 97°±2°となります。
。 の
より短い波長の JWST 観測は、東西方向に伸びる原因は、ソースのバイナリティー。2 つの要素で構成されます。
正確に約 100 マス離れた天体は、東西方向。 この結果は、次のことを示唆しています。
近赤外線、からかなりの電波放射があります。
バイナリの両方のコンポーネント。 この結果も同様です
コンパクトな超クールなドワーフ バイナリ VHS 1256 ～ 1257AB で得られたものに、光学式および無線式が適用されます。
発光は互換性のある寸法と方向を示します(ロドリゲス他、2023)。
4. 結論
連続電波放射の検出を報告します
最近特定された問題に関連する 6 ～ 10 GHz
オリオン座の木星質量連星天体 JuMBO 24
星雲団。 誤差の範囲内で、電波放射
数日から数年にわたる時間スケールでは安定しているように見えますが、
円偏光を示さない。 重要な適切なものはありません
3 つの観測エポック間で動きが検出され、
大きな速度（≥ 15 km s^−1）を除外する
空の平面内。 電波放射はわずかに解決されます
が検出した赤外線源と同じ方向
JWST は、電波放射が
2 つの惑星質量天体の組み合わせ。 原因を特定するには追加の電波観測が必要です。
電波放射メカニズムの性質。
図 1. JuMBO 24 からの 6.1 GHz 放射の VLA 画像。プロジェクト SD0630 のすべてのデータを連結して作成されました。 の
等高線は 9 μJy ビーム−1 から始まり、9 μJy ビーム−1 の段階で増加します。
。 カラー スケールは、カラー バーで示される強度を示します。
右。 白い長方形は、Pearson & McCaughrean (2023) によって報告された JuMBO 24 の位置を示します: RA(J2000) = 05時35分19秒
50616、DEC(J2000) = −05◦23分 39.'7303. 赤い楕円は、ターゲットの角度サイズと方向を示します。
2.77 µm JWST 画像 (0.′170 × 0.′132; 97◦）。 ラジオマップの合成ビームが画像の左下に表示されます。
等高線は 9 μJy ビーム−1 から始まり、9 μJy ビーム−1 の段階で増加します。
。 カラー スケールは、カラー バーで示される強度を示します。
右。 白い長方形は、Pearson & McCaughrean (2023) によって報告された JuMBO 24 の位置を示します: RA(J2000) = 05時35分19秒
50616、DEC(J2000) = −05◦23分 39.'7303. 赤い楕円は、ターゲットの角度サイズと方向を示します。
2.77 µm JWST 画像 (0.′170 × 0.′132; 97◦）。 ラジオマップの合成ビームが画像の左下に表示されます。
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