TESSとCHEOPSのHIP 94235の周りミニ海王星 1億2千万年 カジキ座AB メンバー
2022年4月25日
TESSミッションは、若い星の周りの最も明るいトランジット惑星系の発見を可能にしました。これらのシステムは、惑星進化の理論をテストするためのベンチマークです。我々は、カジキ座AB移動群の明るい星を通過するミニ海王星の発見を報告する。HIP 94235 (TOI-4399, TIC 464646604) は Vmag=8.31 G矮星で、7.7 日間の軌道で 3.00 -0.28/+0.32 Rearth ミニ海王星を擁している。HIP 94235は、ABドラダス移動グループの一部であり、最も若く最も近い協会の1つです。主星はその若さから、有意な測光スポット変調、リチウム吸収、X線放出を示す。TESS拡張ミッションのセクター27では3回の0.06%のトランジットが観測されたが、これらのトランジット信号は主星が示す2%のピークツーピーク測光変動によって矮小化されている。CHEOPSによるフォローアップ観測により、トランジットシグナルが確認され、トランジットエフェメリスの浸食が防止されました。HIP 94235 は 50 AU G-M バイナリシステムの一部です。我々は、HIP 94235 B.HIP 94235の軌道を拘束するために、11年にわたる回折の限られた観測とヒッパルコスとガイアからの天文加速を利用しています。HIP 94235 bは、明るく若い惑星系の増え続けるサンプルの一部として、海王星集団の谷や砂漠を彫刻する可能性のある高エネルギー放射線によって駆動される蒸発過程を調査するなど、フォローアップトランジット観測に最適です。
キーワード：惑星系—星：個別（HIP 94235）技術：分光法、測光法
図1.左Deep Sky Survey R’バンド、中央 TESS、および右CHEOPSのHIP94235周辺のフィールド。 画像
ほぼ同じフィールドサイズ（50）とオリエンテーション。
図2.HIP94235システムのセクター272分のケイデンスTESS測光。 上：シンプルなアパーチャTESSの光度曲線
HIP94235。HIP94235bの3つの検出されたトランジットは、矢印で示されています。 下：カスタムトレンド除去
HIP 94235のTESS光度曲線が示され、最適なモデルが赤でオーバーレイされています。
図3.TESSセクター-27からのHIP94235bの個々のトランジット。 一番上の行は、トレンド除去前のトランジットを示しています。
下の行は、トレンド除去後の同じトランジットを示しています。 最適なトランジットモデルは赤でオーバーレイされています。
図4.TESSからの位相折り畳みトランジット光度曲線
（上）とCHEOPS（下）。 黒い点は30分間隔でビニングされたデータセット。
赤い線は私たちのグローバル分析からのそれぞれのモデル。
図5.最初のパネルはCHEOPSによってキャプチャされたHIP94235bのトランジット2021-08-19に5つのCHEOPS軌道上。
パネルは、で抽出されたトレンド除去前の光度曲線を示しています
31ピクセルの最適な絞り。 大規模な滑らかな変動は、ターゲット星のスポット変調によって引き起こされます。
そして、4次多項式を介して私たちのモデルで説明されています。 軌道時間スケールの変動も存在し、間の5次多項式フィットを介して説明されます
宇宙船のロール角と光度曲線の残差 トランジットモデルの減算とスポット変調
傾向。 2番目のパネルはトレンド除去されたCHEOPSを示しています
光度曲線。 3番目のパネルは、トランジット、スポット変調信号、および機器分類モデルを差し引いた後の残差を示しています。 4番目のパネルは、トランジットを削除した後の光度曲線間の相関関係を示しています
スポット変調信号、および宇宙船のロール角、最適なモデルをオーバーレイします。
6.要約と考察
の発見と統計的検証を報告します
明るい若い太陽のような星の周りのミニネプチューン。
HIP94235bは3.00+0.32-0.28R⊕惑星です
HIP94235bは、そのVmag=8.31ホスト星の周りの7。7日の周期軌道にあります。に基づく
その運動学であるHIP94235は、年齢が約1億2千万年のABDo-radus移動グループに入れることができます。
キネマティクスの年齢は、恒星の自転速度、リチウムの存在量、およびX線発光強度。
HIP94235bの600ppmトランジットが識別されました
TESS拡張ミッションセクション27の観測からの信号対雑音比9.7で。しかし、2日間の周縁性2％の恒星変動は、惑星の信号につながりました
TESSの公式惑星選択プロセスをすり抜けます。 HIP 94235 bの検出は、
騒々しい周りの惑星の専用検索の必要性、アクティブな若い星。トランジットの確認は
CHEOPSミッション。 HIPの通過を回復するためにCHEOPSで5軌道の観測を取得しました
94235b。そのようなフォローアップは困難だったでしょう
浅いため、地上施設とのスケジュール
トランジット。
図6は、CHEOPSの重要性を示しています
トランジットタイミングエフェメリスを維持するためのフォローアップ。
そのような観察がなければ、
単一セクターのTESS観測で観測された3つのトランジットは、1年に約1時間浸食されていたでしょう。最初の間にフォローアップ確認が得られなかった場合
発見から1年後、対象を絞った通過観測は
スケジュールを立てるのが難しく、そのような回復
挑戦的な小さな惑星（Dragomir et al.2020を参照）。
HIP 94235 bは、若い星を通過しているのが発見されました。図17は、
若い星の周りの小さな惑星の分布におけるHIP94235bの位置。 HIP 94235 bを含む、若い星に座るほとんどのTESS惑星は、半径が
フルトンによって描かれた半径の谷の上にそれらを配置します
etal。 （2017）およびOwen＆Wu（2017）。 HIP94235bは
TESS光度曲線の検出可能性の端で
HIP 94235、および選択バイアスが電流を形成する可能性があります
若い惑星のTESS分布。しかし、リズート
etal。 （2017）同等のものよりも大きいK2ホスト惑星によって調査された若いクラスターと関連を発見しました
フィールドスターに関する分布。の同様の全体論的研究
TESSによって調査された若い星は半径を解明するかもしれません
若い惑星の進化のタイムスケール。
興味深いことに、
〜1000人のプレアデス星団メンバーのK2ミッション、確認なし
惑星はまだ125Myrの古いクラスターで発見されています
システム
Pisces Eridanusストリーム（Meingastetal。2019;Curtiset al。）のTOI-451（Newton et al。2021）など。
2019）、およびABDoradusのHIP94235は、約100Myrの年齢範囲でのプラネットの発生率と半径特性を制限するのに役立つ可能性があります。これらは、次のことを推測するのに役立ちます
プレアデス星団に惑星が存在しないのは、検出によるものです
バイアス、または他の天体物理学的メカニズムが
遊ぶ。
HIP 94235 bのような惑星、
サブネプチューンバレー、重要な観測テストを提供できます
若い惑星の質量損失のメカニズムのために。 HIP
94235bおよびその他の最近発見された惑星
若い星はかなりの高エネルギー放射にさらされており、これは急速な質量の支配的な推進力となる可能性があります
投稿後最初の数億年以内の損失
フォーメーション（オーウェン＆ジャクソン2012）。推定するには
HIP 94235 bの大量進化では、Owen＆Wu（2017）の分析アプローチを採用しています。私たちは
HIP94235bの現在の半径を
初期エンベロープ質量分率が高く、時間スケールが急速に質量損失を被る惑星モデル
〜100-200 Myr（図18）。 HIP94235bには電流が流れています
〜5M⊕Gyr-1のエネルギー制限質量損失率
。このプロセスの終わりに、エンベロープの質量分率が惑星全体の10％から約1％に減少すると予想されます。
質量。このような質量と半径の進化は、
星のように太陽の周りの多くの近くのネプチューンとスーパーアース。
図19は、
X線に関する他のシステムと比較したHIP94235b
2番目のROSATポイントソースで識別されたソース
カタログ（Boller et al.2016）。 ROSATカウントを変換するには
フラックスに対するレートについては、Flemingetal。のキャリブレーションを採用しています。
（1995）およびGaia Collab orationetal。から利用可能になった視差。 （2018）。 ROSAT X線源周辺の惑星システムの大部分は若く、
近くの惑星をホストしている若者の最近のTESS発見
星はフォローアップX線の最も適切なターゲットです
およびUV観測。けんびきょう（Plavchan et al.2020）
惑星をホストしている星の中で最も高いROSATカウント率を持っています。同様に、
V1298タウ周辺の惑星（David et al。2019b、a）、
超短周期スーパーアースTOI-1807b（Hedgesetal。
2021）、DS Tuc Ab（Newton et al。2019）、およびHIP 94235
b小さなX線照射の内側の境界をマークします
惑星。として識別されていない星の周りの唯一の惑星
よりエネルギッシュな環境に存在する文学の若さは、ホットジュピターNGTS-16bです（Tilbrooketal。
2021）およびケプラー1514システムの地球サイズの内惑星（Dalba et al.2021）。どちらも、光蒸発による大幅な変更の影響を受けやすい半径を持っていません。
張らによる最近の観察。 （2022b）が検出しました
ライマン-HD63433cのアルファトランジット。同様の観察
若いアクティブな星のX線での可能性があります
光蒸発モデルを固定します。
質量損失の他の手段も可能です。ジャイアントインパクトイベントによる大気侵食は、
より迅速に、コンパクトなスーパーアースシステムが動的に定着する前に、数千万年に渡って作用します
ディスク分散後のタイムスケール（例：Izidoro et al.2017）。
コア駆動の質量損失も、観察されたものを再現する可能性があります
ホスト星の照射に依存しない動径分布（Lopez＆Fortney 2013; Ginzburg et al.2018）。に
多数のケプラーシステムの時代を推測する
指標、Davidetal。 （2021）半径のギャップがかもしれないことがわかりました
より長いタイムスケールで形成されます。そのため、どちらかは不明です
メカニズムは、私たちの現在の惑星分布を形作る上で支配的です。
50 AUで、HIP 94235は最もタイトな恒星のバイナリの1つです（Su et al.2021）。 DSTucABシステムのように
（Newton et al。2019）、バイナリの軌道は整列しています
惑星軌道のそれと。これはトレンドに従う
クリスチャンらから。 （2022）100-700AUの間隔でバイナリをホストしているその広く通過する惑星
エッジオン軌道で優先的に検出されます。キリスト教徒
そのような傾向が原因である可能性があることを示唆する
コンパニオンはディスクの断片化から形成され、
または摂動による内部ディスクの再調整
アウターコンパニオン。 TESSフォローアップチームによる取り組み
大多数の回折限界イメージングを提供する
HIP94235などの惑星候補は調査に役立ちます
100AU未満の分離へのこの傾向の継続。
HIP 94235の明るさにより、システムは、
次世代の宇宙および地上施設。
Wolfgangの質量半径関係を採用
etal。 （2016）、HIP94235bの予測質量は
11.2±1.4M⊕、96±25の透過分光測定をもたらします。そのため、HIP94235bは
その中の1.6-4R⊕の間の上位12の既知の惑星
フォローアップ送信観測への適合性。の
JWSTの時代、私たちはの雰囲気を比較することができます
HIP 94235 bは、ほぼ同じ半径の惑星に対して
出演者。若い惑星は、水素と
ヘリウム、古い惑星が大気中でより重い水を豊富にホストしている、またはいくつかの非常にエネルギッシュな環境
二次大気の形成を決して許さないかもしれません。または、若い惑星のバイタルオブリクイティは、
形成された可能性のある惑星の移動のタイムスケール
彼らの惑星系のさらに外に。私たちは期待しています
〜10 m s-1 HIP 94235 bの場合、ロシター-マクラフリン信号
よく整列された投影軌道にあります。ステラ活動はの安全な検出を達成するための制限要因になる
過去の作品が示しているが、分光トランジット
これは、次の理由により、通過時間スケールで軽減できること
回転変調の滑らかに変化する性質
速度ノイズ（例：Palle et al.2020; Benatti et al.2021）。
私たちはオーストラリア全土のすべての土地の伝統的なカストディアンに敬意を表して感謝し、
との継続的な文化的および精神的なつながり
土地、水路、宇宙、そしてコミュニティ。私たちは
Giabal、Jarowair、およびKambuwal諸国のすべての長老、祖先、および子孫に深い敬意を表します。
その土地にMINERVA-Australis施設があります
ケント山があります。 GZはのサポートに感謝します
ARCDECRAプログラムDE210101893。 CWとGZ
TESS Guest InvestigatorProgramG03007のサポートに感謝します。 CHは、ARCDECRAプログラムDE200101840のサポートに感謝します。 EGは、DavidとClaudiaHardingからのエッジサポートに感謝の意を表します
ウィントン太陽系外惑星フェロー船の形での財団。 CHEOPSはESAのミッションであり、
オーストリア、ベルギーからのペイロードと地上セグメントに重要な貢献をしているスイス、
フランス、ドイツ、ハンガリー、イタリア、ポルトガル、スペイン、スウェーデン、イギリス。からのサポートに感謝します
CHEOPSGOプログラムとサイエンスオペレーション
の準備と分析の支援のためのセンター
CHEOPSの観察。この研究ではデータを使用しました
RECONSによってSMARTSコンソーシアムの一部として運用されているCTIO/SMARTS1.5m望遠鏡から
この研究は、以下を使用して行われた観察に部分的に基づいていました
ラスクンブレス天文台のグローバル望遠鏡ネットワーク、
National Science FoundationのNOIRLab（NOIRLabProp。IDNOAO2021A-009）によって割り当てられた時間を使用します。
主任研究者：J。ハートマン）。この論文で報告された観察のいくつかは、
南アフリカの大型望遠鏡（SALT）。いくつかの
下で得られた高解像度イメージング機器ゾロを利用した論文の観察結果の
Gemini LLP提案番号：GN/S-2021A-LP-105。
ZorroはNASA太陽系外惑星探査によって資金提供されました
プログラムとNASAエイムズ研究センターで構築
スティーブ・B・ハウエル、ニック・スコット、エリオット・P・ホルヒ、
エメット・クイグリー。ゾロはジェミニに搭載されました
国際の北（および/または南）望遠鏡
NSFのOIRラボのプログラムであるジェミニ天文台、
これは大学協会によって管理されています
協同組合の下での天文学研究（AURA）
国立科学財団との合意。の上
ジェミニパートナーシップを代表して：国立科学財団（米国）、国立研究
評議会（カナダ）、Agencia Nacional de Investigaci´on
y Desarrollo（チリ）、Ministerio de Ciencia、Tecnolog´ıa
e Innovaci´on（アルゼンチン）、Minist´erio da Ciˆencia、Tec nologia、Inova¸c〜oes e Comunica¸c〜oes（ブラジル）、および韓国
天文宇宙科学研究所（共和国
韓国）。この研究では、カリフォルニアが運営するNASA ExoplanetArchiveを利用しました。
工業大学、国家航空宇宙局との契約の下で
太陽系外惑星探査プログラム。 TESSへの資金提供
ミッションは、NASAのサイエンスミッションディレクターによって提供されます。パブリックTESSアラートの使用を認めます
TESSサイエンスオフィスおよび
TESSサイエンスプロセッシングオペレーションセンター。これ
研究では、太陽系外惑星フォローアップ観測プログラムのウェブサイトを利用しました。このウェブサイトは、
カリフォルニア工科大学、契約中
太陽系外惑星探査プログラムの下での米国航空宇宙局。この紙
TESSミッションによって収集されたデータが含まれています。
Mikulskiアーカイブから公開されています
宇宙望遠鏡（MAST）。
これをサポートするリソース
作業は、SPOCデータ製品の生産のためにエイムズ研究センターのNASAアドバンストスーパーコンピューティング（NAS）部門を通じてNASAハイエンドコンピューティング（HEC）プログラムによって提供されました。
MINERVA-オーストラリアはオーストラリア研究評議会LIEF助成金LE160100001、ディスカバリーによってサポートされています
助成金DP180100972およびDP220100365、マウントキューバ
天文財団、および機関のパートナー
サザンクイーンズランド大学、UNSWシドニー、
MIT、南京大学、ジョージメイソン大学、
ルイビル大学、カリフォルニア大学リバーサイド校、フロリダ大学、テキサス大学
オースティンで。 D.D.TESSからのサポートを認めます
GuestInvestigatorProgramは80NSSC21K0108を助成します
および80NSSC22K0185。
2022年4月25日
TESSミッションは、若い星の周りの最も明るいトランジット惑星系の発見を可能にしました。これらのシステムは、惑星進化の理論をテストするためのベンチマークです。我々は、カジキ座AB移動群の明るい星を通過するミニ海王星の発見を報告する。HIP 94235 (TOI-4399, TIC 464646604) は Vmag=8.31 G矮星で、7.7 日間の軌道で 3.00 -0.28/+0.32 Rearth ミニ海王星を擁している。HIP 94235は、ABドラダス移動グループの一部であり、最も若く最も近い協会の1つです。主星はその若さから、有意な測光スポット変調、リチウム吸収、X線放出を示す。TESS拡張ミッションのセクター27では3回の0.06%のトランジットが観測されたが、これらのトランジット信号は主星が示す2%のピークツーピーク測光変動によって矮小化されている。CHEOPSによるフォローアップ観測により、トランジットシグナルが確認され、トランジットエフェメリスの浸食が防止されました。HIP 94235 は 50 AU G-M バイナリシステムの一部です。我々は、HIP 94235 B.HIP 94235の軌道を拘束するために、11年にわたる回折の限られた観測とヒッパルコスとガイアからの天文加速を利用しています。HIP 94235 bは、明るく若い惑星系の増え続けるサンプルの一部として、海王星集団の谷や砂漠を彫刻する可能性のある高エネルギー放射線によって駆動される蒸発過程を調査するなど、フォローアップトランジット観測に最適です。
キーワード：惑星系—星：個別（HIP 94235）技術：分光法、測光法
図1.左Deep Sky Survey R’バンド、中央 TESS、および右CHEOPSのHIP94235周辺のフィールド。 画像
ほぼ同じフィールドサイズ（50）とオリエンテーション。
図2.HIP94235システムのセクター272分のケイデンスTESS測光。 上：シンプルなアパーチャTESSの光度曲線
HIP94235。HIP94235bの3つの検出されたトランジットは、矢印で示されています。 下：カスタムトレンド除去
HIP 94235のTESS光度曲線が示され、最適なモデルが赤でオーバーレイされています。
図3.TESSセクター-27からのHIP94235bの個々のトランジット。 一番上の行は、トレンド除去前のトランジットを示しています。
下の行は、トレンド除去後の同じトランジットを示しています。 最適なトランジットモデルは赤でオーバーレイされています。
図4.TESSからの位相折り畳みトランジット光度曲線
（上）とCHEOPS（下）。 黒い点は30分間隔でビニングされたデータセット。
赤い線は私たちのグローバル分析からのそれぞれのモデル。
図5.最初のパネルはCHEOPSによってキャプチャされたHIP94235bのトランジット2021-08-19に5つのCHEOPS軌道上。
パネルは、で抽出されたトレンド除去前の光度曲線を示しています
31ピクセルの最適な絞り。 大規模な滑らかな変動は、ターゲット星のスポット変調によって引き起こされます。
そして、4次多項式を介して私たちのモデルで説明されています。 軌道時間スケールの変動も存在し、間の5次多項式フィットを介して説明されます
宇宙船のロール角と光度曲線の残差 トランジットモデルの減算とスポット変調
傾向。 2番目のパネルはトレンド除去されたCHEOPSを示しています
光度曲線。 3番目のパネルは、トランジット、スポット変調信号、および機器分類モデルを差し引いた後の残差を示しています。 4番目のパネルは、トランジットを削除した後の光度曲線間の相関関係を示しています
スポット変調信号、および宇宙船のロール角、最適なモデルをオーバーレイします。
6.要約と考察
の発見と統計的検証を報告します
明るい若い太陽のような星の周りのミニネプチューン。
HIP94235bは3.00+0.32-0.28R⊕惑星です
HIP94235bは、そのVmag=8.31ホスト星の周りの7。7日の周期軌道にあります。に基づく
その運動学であるHIP94235は、年齢が約1億2千万年のABDo-radus移動グループに入れることができます。
キネマティクスの年齢は、恒星の自転速度、リチウムの存在量、およびX線発光強度。
HIP94235bの600ppmトランジットが識別されました
TESS拡張ミッションセクション27の観測からの信号対雑音比9.7で。しかし、2日間の周縁性2％の恒星変動は、惑星の信号につながりました
TESSの公式惑星選択プロセスをすり抜けます。 HIP 94235 bの検出は、
騒々しい周りの惑星の専用検索の必要性、アクティブな若い星。トランジットの確認は
CHEOPSミッション。 HIPの通過を回復するためにCHEOPSで5軌道の観測を取得しました
94235b。そのようなフォローアップは困難だったでしょう
浅いため、地上施設とのスケジュール
トランジット。
図6は、CHEOPSの重要性を示しています
トランジットタイミングエフェメリスを維持するためのフォローアップ。
そのような観察がなければ、
単一セクターのTESS観測で観測された3つのトランジットは、1年に約1時間浸食されていたでしょう。最初の間にフォローアップ確認が得られなかった場合
発見から1年後、対象を絞った通過観測は
スケジュールを立てるのが難しく、そのような回復
挑戦的な小さな惑星（Dragomir et al.2020を参照）。
HIP 94235 bは、若い星を通過しているのが発見されました。図17は、
若い星の周りの小さな惑星の分布におけるHIP94235bの位置。 HIP 94235 bを含む、若い星に座るほとんどのTESS惑星は、半径が
フルトンによって描かれた半径の谷の上にそれらを配置します
etal。 （2017）およびOwen＆Wu（2017）。 HIP94235bは
TESS光度曲線の検出可能性の端で
HIP 94235、および選択バイアスが電流を形成する可能性があります
若い惑星のTESS分布。しかし、リズート
etal。 （2017）同等のものよりも大きいK2ホスト惑星によって調査された若いクラスターと関連を発見しました
フィールドスターに関する分布。の同様の全体論的研究
TESSによって調査された若い星は半径を解明するかもしれません
若い惑星の進化のタイムスケール。
興味深いことに、
〜1000人のプレアデス星団メンバーのK2ミッション、確認なし
惑星はまだ125Myrの古いクラスターで発見されています
システム
Pisces Eridanusストリーム（Meingastetal。2019;Curtiset al。）のTOI-451（Newton et al。2021）など。
2019）、およびABDoradusのHIP94235は、約100Myrの年齢範囲でのプラネットの発生率と半径特性を制限するのに役立つ可能性があります。これらは、次のことを推測するのに役立ちます
プレアデス星団に惑星が存在しないのは、検出によるものです
バイアス、または他の天体物理学的メカニズムが
遊ぶ。
HIP 94235 bのような惑星、
サブネプチューンバレー、重要な観測テストを提供できます
若い惑星の質量損失のメカニズムのために。 HIP
94235bおよびその他の最近発見された惑星
若い星はかなりの高エネルギー放射にさらされており、これは急速な質量の支配的な推進力となる可能性があります
投稿後最初の数億年以内の損失
フォーメーション（オーウェン＆ジャクソン2012）。推定するには
HIP 94235 bの大量進化では、Owen＆Wu（2017）の分析アプローチを採用しています。私たちは
HIP94235bの現在の半径を
初期エンベロープ質量分率が高く、時間スケールが急速に質量損失を被る惑星モデル
〜100-200 Myr（図18）。 HIP94235bには電流が流れています
〜5M⊕Gyr-1のエネルギー制限質量損失率
。このプロセスの終わりに、エンベロープの質量分率が惑星全体の10％から約1％に減少すると予想されます。
質量。このような質量と半径の進化は、
星のように太陽の周りの多くの近くのネプチューンとスーパーアース。
図19は、
X線に関する他のシステムと比較したHIP94235b
2番目のROSATポイントソースで識別されたソース
カタログ（Boller et al.2016）。 ROSATカウントを変換するには
フラックスに対するレートについては、Flemingetal。のキャリブレーションを採用しています。
（1995）およびGaia Collab orationetal。から利用可能になった視差。 （2018）。 ROSAT X線源周辺の惑星システムの大部分は若く、
近くの惑星をホストしている若者の最近のTESS発見
星はフォローアップX線の最も適切なターゲットです
およびUV観測。けんびきょう（Plavchan et al.2020）
惑星をホストしている星の中で最も高いROSATカウント率を持っています。同様に、
V1298タウ周辺の惑星（David et al。2019b、a）、
超短周期スーパーアースTOI-1807b（Hedgesetal。
2021）、DS Tuc Ab（Newton et al。2019）、およびHIP 94235
b小さなX線照射の内側の境界をマークします
惑星。として識別されていない星の周りの唯一の惑星
よりエネルギッシュな環境に存在する文学の若さは、ホットジュピターNGTS-16bです（Tilbrooketal。
2021）およびケプラー1514システムの地球サイズの内惑星（Dalba et al.2021）。どちらも、光蒸発による大幅な変更の影響を受けやすい半径を持っていません。
張らによる最近の観察。 （2022b）が検出しました
ライマン-HD63433cのアルファトランジット。同様の観察
若いアクティブな星のX線での可能性があります
光蒸発モデルを固定します。
質量損失の他の手段も可能です。ジャイアントインパクトイベントによる大気侵食は、
より迅速に、コンパクトなスーパーアースシステムが動的に定着する前に、数千万年に渡って作用します
ディスク分散後のタイムスケール（例：Izidoro et al.2017）。
コア駆動の質量損失も、観察されたものを再現する可能性があります
ホスト星の照射に依存しない動径分布（Lopez＆Fortney 2013; Ginzburg et al.2018）。に
多数のケプラーシステムの時代を推測する
指標、Davidetal。 （2021）半径のギャップがかもしれないことがわかりました
より長いタイムスケールで形成されます。そのため、どちらかは不明です
メカニズムは、私たちの現在の惑星分布を形作る上で支配的です。
50 AUで、HIP 94235は最もタイトな恒星のバイナリの1つです（Su et al.2021）。 DSTucABシステムのように
（Newton et al。2019）、バイナリの軌道は整列しています
惑星軌道のそれと。これはトレンドに従う
クリスチャンらから。 （2022）100-700AUの間隔でバイナリをホストしているその広く通過する惑星
エッジオン軌道で優先的に検出されます。キリスト教徒
そのような傾向が原因である可能性があることを示唆する
コンパニオンはディスクの断片化から形成され、
または摂動による内部ディスクの再調整
アウターコンパニオン。 TESSフォローアップチームによる取り組み
大多数の回折限界イメージングを提供する
HIP94235などの惑星候補は調査に役立ちます
100AU未満の分離へのこの傾向の継続。
HIP 94235の明るさにより、システムは、
次世代の宇宙および地上施設。
Wolfgangの質量半径関係を採用
etal。 （2016）、HIP94235bの予測質量は
11.2±1.4M⊕、96±25の透過分光測定をもたらします。そのため、HIP94235bは
その中の1.6-4R⊕の間の上位12の既知の惑星
フォローアップ送信観測への適合性。の
JWSTの時代、私たちはの雰囲気を比較することができます
HIP 94235 bは、ほぼ同じ半径の惑星に対して
出演者。若い惑星は、水素と
ヘリウム、古い惑星が大気中でより重い水を豊富にホストしている、またはいくつかの非常にエネルギッシュな環境
二次大気の形成を決して許さないかもしれません。または、若い惑星のバイタルオブリクイティは、
形成された可能性のある惑星の移動のタイムスケール
彼らの惑星系のさらに外に。私たちは期待しています
〜10 m s-1 HIP 94235 bの場合、ロシター-マクラフリン信号
よく整列された投影軌道にあります。ステラ活動はの安全な検出を達成するための制限要因になる
過去の作品が示しているが、分光トランジット
これは、次の理由により、通過時間スケールで軽減できること
回転変調の滑らかに変化する性質
速度ノイズ（例：Palle et al.2020; Benatti et al.2021）。
私たちはオーストラリア全土のすべての土地の伝統的なカストディアンに敬意を表して感謝し、
との継続的な文化的および精神的なつながり
土地、水路、宇宙、そしてコミュニティ。私たちは
Giabal、Jarowair、およびKambuwal諸国のすべての長老、祖先、および子孫に深い敬意を表します。
その土地にMINERVA-Australis施設があります
ケント山があります。 GZはのサポートに感謝します
ARCDECRAプログラムDE210101893。 CWとGZ
TESS Guest InvestigatorProgramG03007のサポートに感謝します。 CHは、ARCDECRAプログラムDE200101840のサポートに感謝します。 EGは、DavidとClaudiaHardingからのエッジサポートに感謝の意を表します
ウィントン太陽系外惑星フェロー船の形での財団。 CHEOPSはESAのミッションであり、
オーストリア、ベルギーからのペイロードと地上セグメントに重要な貢献をしているスイス、
フランス、ドイツ、ハンガリー、イタリア、ポルトガル、スペイン、スウェーデン、イギリス。からのサポートに感謝します
CHEOPSGOプログラムとサイエンスオペレーション
の準備と分析の支援のためのセンター
CHEOPSの観察。この研究ではデータを使用しました
RECONSによってSMARTSコンソーシアムの一部として運用されているCTIO/SMARTS1.5m望遠鏡から
この研究は、以下を使用して行われた観察に部分的に基づいていました
ラスクンブレス天文台のグローバル望遠鏡ネットワーク、
National Science FoundationのNOIRLab（NOIRLabProp。IDNOAO2021A-009）によって割り当てられた時間を使用します。
主任研究者：J。ハートマン）。この論文で報告された観察のいくつかは、
南アフリカの大型望遠鏡（SALT）。いくつかの
下で得られた高解像度イメージング機器ゾロを利用した論文の観察結果の
Gemini LLP提案番号：GN/S-2021A-LP-105。
ZorroはNASA太陽系外惑星探査によって資金提供されました
プログラムとNASAエイムズ研究センターで構築
スティーブ・B・ハウエル、ニック・スコット、エリオット・P・ホルヒ、
エメット・クイグリー。ゾロはジェミニに搭載されました
国際の北（および/または南）望遠鏡
NSFのOIRラボのプログラムであるジェミニ天文台、
これは大学協会によって管理されています
協同組合の下での天文学研究（AURA）
国立科学財団との合意。の上
ジェミニパートナーシップを代表して：国立科学財団（米国）、国立研究
評議会（カナダ）、Agencia Nacional de Investigaci´on
y Desarrollo（チリ）、Ministerio de Ciencia、Tecnolog´ıa
e Innovaci´on（アルゼンチン）、Minist´erio da Ciˆencia、Tec nologia、Inova¸c〜oes e Comunica¸c〜oes（ブラジル）、および韓国
天文宇宙科学研究所（共和国
韓国）。この研究では、カリフォルニアが運営するNASA ExoplanetArchiveを利用しました。
工業大学、国家航空宇宙局との契約の下で
太陽系外惑星探査プログラム。 TESSへの資金提供
ミッションは、NASAのサイエンスミッションディレクターによって提供されます。パブリックTESSアラートの使用を認めます
TESSサイエンスオフィスおよび
TESSサイエンスプロセッシングオペレーションセンター。これ
研究では、太陽系外惑星フォローアップ観測プログラムのウェブサイトを利用しました。このウェブサイトは、
カリフォルニア工科大学、契約中
太陽系外惑星探査プログラムの下での米国航空宇宙局。この紙
TESSミッションによって収集されたデータが含まれています。
Mikulskiアーカイブから公開されています
宇宙望遠鏡（MAST）。
これをサポートするリソース
作業は、SPOCデータ製品の生産のためにエイムズ研究センターのNASAアドバンストスーパーコンピューティング（NAS）部門を通じてNASAハイエンドコンピューティング（HEC）プログラムによって提供されました。
MINERVA-オーストラリアはオーストラリア研究評議会LIEF助成金LE160100001、ディスカバリーによってサポートされています
助成金DP180100972およびDP220100365、マウントキューバ
天文財団、および機関のパートナー
サザンクイーンズランド大学、UNSWシドニー、
MIT、南京大学、ジョージメイソン大学、
ルイビル大学、カリフォルニア大学リバーサイド校、フロリダ大学、テキサス大学
オースティンで。 D.D.TESSからのサポートを認めます
GuestInvestigatorProgramは80NSSC21K0108を助成します
および80NSSC22K0185。
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