ホットジュピターのある惑星系のデータを解析すると外側にホットジュピターより３倍以上思いガス惑星（褐色矮星）が存在している場合が多い。これってジャンピングジュピターモデルがホットジュピターの作り方として多数派という解釈でいいのか？以下、機械翻訳。
熱い木星には巨大な仲間がある: 同一平面内での高離心率移動の証拠
概要
この研究は、巨大惑星を含む惑星系の特徴を人口レベルに基づいて考察します。
カリフォルニアレガシーサーベイの惑星カタログの分析。 共通する 3つの特徴を特定しました
ホットジュピターへ。 まず、すべての熱い木星に外側の巨大惑星の仲間が検出されているわけではありません (M sin i = 0.3 ～ 30 MJup)、調査完全性補正が適用されると、そのようなコンパニオンは遍在します。
公転周期は40,000日まで。 ホットジュピターのない巨大な居住システムもホストしています
星系ごとに少なくとも 1 つの外部巨大惑星仲間。 第二に、ホットジュピターの質量分布
他の巨大な惑星は区別できません。 しかし、高温を含む惑星系内では、外側の巨大惑星仲間である木星は、内側の熱い木星よりも少なくとも 3倍重いです。
第三に、ホットジュピター系の外側仲間の離心率分布（平均モデルの離心率 ⟨e⟩ = 0.34 ± 0.05) は、惑星の対応する外惑星とは異なります。
ホットジュピターのない系 (⟨e⟩ = 0.19 ± 0.02)。 私たちは、2つの巨大ガス惑星が存在すると結論付けています。
ここで、最も外側の惑星の離心率は ≥ 0.2 であり、質量は 3倍であることが、
ホットジュピターの発生。 これらの要因に基づく私たちの単純なモデルは、温暖化の最大 10% が予測されます。
そしてコールド ジュピター システムは偶然これらの組み立て基準を満たします。これは私たちの基準と一致します。
すべての巨大な居住系に対するホットジュピター系の相対発生率は 16 ± 6% であると測定されました。 私たちは
これら 3つの特徴が、ホットジュピター形成において共面高偏心移動を支配的なメカニズムとして支持していることを発見しました。
1. はじめに
ペガスス座 51 番星発見から約 30 年
b、主系列星を周回する熱い木星（市長とQueloz 1995)、これらの短期間の起源 (P < 10日) 巨大ガス惑星は未解決のままです。
高偏心時移住理論、ホットジュピターはより遠い場所で形成される
氷線を越えて軌道を周回し、高い離心率に達する他の惑星との動的相互作用を通じて、または
恒星を周回させ、その軌道を縮小させます。
主星との潮汐相互作用。 数種類の
以下を含む動的相互作用が考慮されています。
惑星間散乱 (Rasio & Ford 1996; Chatterjee)他。 2008 年）、遠く離れた友人とリドフと古在のサイクリング
(Wu & Murray 2003; Naoz et al. 2012; Petrovich &トレメイン 2016; ヴィックら。 2019)、および長期動態
(Wu & Lithwick 2011; Petrovich 2015)。 あるいは、ホットジュピターがその場で形成される可能性もある (Batygin et al. 2016; Boley
他。 2016) またはディスク駆動型移行 (Lin et al.1996）。
惑星または恒星の伴星の検出
これらのシステムは、その形成を明確にする可能性があります
通路。 ほとんどのホットジュピター系に豊富がある場合
近くにある小さな惑星の伴星、Kepler-730 (Cañas et al. 2019)、静止プロセスは
好意的です。 あるいは、近くに人が一貫していない場合、惑星と遠く離れた大質量 (M > 0.3MJup) (a > 1AU) コンパニオンは、動的に駆動される原点を示唆する可能性があります。
直接イメージング技術を使用して、Ngo et al. (2016)
惑星系の 20% 未満が、ホットジュピターには、十分近くに恒星の伴星がある
必要な香西-リドフ振動を誘発する
軌道進化を推進します。 さらに、大多数は
ケプラー調査によるホットジュピターの数は証拠を示していない
星系内の 2 番目の通過惑星については、
公転周期が400日未満（そのような惑星）
存在する可能性がありますが、相互に傾斜しているため、通過します
は期待されていません）。 周期暦の検索
近くの惑星間の相互作用によって引き起こされる変動
さまざまな結果が生じています。 初期の作業で不足が判明
このような信号の影響を調べ（Steffen et al. 2012）、次のことを示唆しています。
ホットジュピターは追加の追加なしで主星を周回します
惑星の仲間たち。 完全な Kepler を使用した最近の研究
ベースラインでは 2 つが特定されました (50 個のホット ジュピターのうち)
通過タイミング変動 (TTV) を示す (Wu et al.2023)、12% が近くにある小さな惑星を抱えていることを示唆しています
(M < 10M⊕、P < 40 日)。 長期RVの解析
ホットジュピター系の加速度は 50 ～ 70% であることがわかりました。
1～20天文単位以内に巨大な仲間がある
(Knutson et al. 2014; Bryan et al. 2016)。 の制限
この研究は異種の RV データセットに依存しているということです
そのベースラインは軌道周期をカバーしていませんでした。
提案された外部の仲間。 外挿とモデリング
RV の存在を推測するには、RV の「トレンド」が必要でした
外側の仲間たちの。 対照的に、シュラフマンとウィン
(2016) 巨大ホスティング システムのメタ分析を実施
Cumming et al. で導出された値を使用します。 (2008) と
ライトら。 (2012)、既知の 136 のサンプルと並べて
より長周期の巨人をホストする RV システム (P > 10日）。 この作業では発生に違いは見られませんでした
惑星系の遠方の巨人の有無に関係なくホットジュピター。
この作業では、惑星カタログと完全性を分析します。
カリフォルニアレガシー調査からの測定値(CLS; Rosenthal et al. 2021)。 CLSにはいくつかの機能があります
そのため、人口研究に適しています。
巨大な惑星。 CLSの近くの星群は盲目的に見えました
選択され、数十年（30年にわたるものもあります）にわたって観察されました
の場合）、最低限の遵守基準を備えています。 それぞれのスターの
RV 時系列は同じアルゴリズムで検索され、惑星のカタログは推定値を使用して作成されました
各スターの検索完了度。 分析
CLS 惑星カタログの測定値が生成されました
0.1から30天文単位までの巨大惑星の発生
(Fulton 他、2021)。 CLS カタログの分析
この論文は、1 つ以上の惑星系に焦点を当てています。
熱い木星を含む巨大な惑星。 私たちは
～に特有の一連の要因を決定しようとする
ホットジュピターのある惑星系についての手がかりを見つける
それらの珍しい惑星がどのように形成されたのか。
図 1. 左: CLS カタログ (Rosenthal et al. 2021) の Teff 平面および log g 平面の恒星サンプル。 灰色の点
サンプル全体を示し、色付きの点は選択された FGK 矮性個体群を表します。 右：巨人のサンプル
この研究の惑星には、熱木星 (青緑)、暖/寒木星 (紫)、熱木星の外側の巨大な仲間 (赤)、
暖地/寒地木星の外側の巨大な仲間 (オレンジ色)。 赤い線は熱い木星とその外側の巨大な伴星を結びます。
オレンジ色の線は、暖かい木星と冷たい木星の仲間を結びます。
図 2. 完全性により、熱木星 (左) と暖地/寒冷木星 (右) の惑星人口が関数として補正されました。
公転周期。 最適化された壊れべき乗則モデルが提供されており、色付きの領域の幅が表されます。
68% 信頼区間。 ホットジュピターの場合、α1 = 2.1 ± 1.4、Pbr = 3.0 ± 0.8 日、α2 = −0.1 ± 0.3。 温冷用
木星 α1 = 0.4 ± 0.1、Pbr = 2800 ± 880 日、α2 = −1.5 ± 1.3。 ビン化された出現値 (および 3σ 上限、▽)
根底にある人口傾向を示していますが、モデルに適合させるためには使用されませんでした。 代わりに、私たちは CDF マッチングに依存しました。
フォワードモデリングソフトウェア。
図 3. 内部巨人が存在する場合の外部巨人の発生。 プロットされた点はビン化されます
ノンパラメトリックな母集団傾向を示す発生値 (および 3σ 上限、▽)。 青緑と紫の描写
熱い木星の仲間 (α = 0.56 ± 0.3) および暖かい/冷たい木星の仲間の 1σ べき乗則モデル領域
(α = 0.54 ± 0.1)。
図 4. 左のパネルは、高温木星 (α = −0.8 ± 0.3) と温暖/低温木星の基礎となる質量分布を示しています。
(α = −0.4 ± 0.1)。 右のパネルは、ホットジュピター伴星の対応する質量分布を示しています (α = −0.1 ± 0.4)。
および暖かい/冷たい木星の伴星 (α = −0.4 ± 0.2)。 参考として、予想される質量値とその値を示します。
事後モデルによって決定される対応する不確実性
図 5. 対応する各惑星人口の離心率分布とベータ分布モデル。 暑い方のために
木星 γ = 0.4 ± 0.1 および λ = 6.9 ± 3.7。 暖かい/冷たい木星の場合、γ = 0.7 ± 0.2 および λ = 1.8 ± 0.6。 HJ仲間のために
γ = 3.7 ± 1.8 および λ = 7.6 ± 3.4。 WCJ コンパニオンの場合、γ = 1.6 ± 0.6 および λ = 7.3 ± 2.9。
7. ディスカッション
WCJ と HJ の個体群は、質量分布、外側の巨大な仲間の期間分布、および
外側の仲間が全体的に豊富です。 これらの類似点は、2 つの集団がある系統の子孫であることを示唆しています。
惑星の共通の親集団。
私たちは、外側の仲間がいることを示しました。
それ自体はホットジュピターの形成を保証するものではありません。 システム
2 つ以上の WCJ が一般的です。 私たちの分析では、調査の完全性を考慮し、それぞれの
巨人を宿す星にはさらに 1.0±0.3 個の巨人が住んでいます
(M = 0.3 ～ 30MJup および P < 40,000 日の場合)。 しかし、
ホットジュピターは上記の惑星の 16% にすぎません
質量と周期の範囲。 離心率が最小限であれば、2つの冷たい巨人は中心に静かに存在することができます。 このような場合があります
両方の離心率が低い私たち自身の太陽系
木星と土星は安定した永年交流をもたらす
移動を引き起こさない角運動量
太陽の主系列の寿命内に（マレーとホルマン 1999; ジンクら。 2020a）。
RV サンプル内では、熱い木星と暖かい/冷たい木星の質量分布は統計的に区別できないことがわかりました。 ただし、複数のシステムでは、
HJ (外側巨大惑星) を含む巨大惑星 通常は 3倍の質量を持ちます。 さらに、そのような星系の外側の巨人は体系的に存在しているということです。
もっとエキセントリック。
ホットジュピターの形成基準として提案されているのは、3倍の質量を持つ外側の仲間の存在
e > 0.2 - HJ および WCJ コンパニオンを含むシステムの観察された特性から決定されました。 による
これらの基準を HJ のない WCJ システムに適用すると、（循環論法なしで）どの部分を推定できるか
の WCJ 収容システムは最終的に変換されるはずです
WCJ の 1 つを HJ に変換します。 ほとんどの場合、すべてではありませんが、システムには外部の巨大な伴星が必要です
そして、約 20% が 3x の質量構成を持っていること
比率。 また、WCJ の 40% が e > 0.2 であることも測定しました。
したがって、私たちの単純なモデルでは、システムの約 10% が
複数の巨大惑星から一貫した HJ が生成されるはずです。
観測された巨大港湾システムの 16 ± 4% HJ が含まれているもの。 この経験的な母集団の割合
は、図 2 に示した出現率から導き出されました。
以下を使用して計算されました。
η(HJ|巨大惑星) = fHJ/fHJ + fWCJ = 0.03/0.03 + 0.16 = 0.16 ± 0.04、 (3)
ここで、f 値は母集団発生率と η(HJ) です。
巨大な惑星系の予想される割合
HJ が含まれているもの。
7.1. 形成メカニズム
リドフ・コザイ振動は、2 つの大きく傾いたときに発生します。
天体は軌道離心率の周期的な交換を受ける
そして相互の傾向。 初期相互傾きが
十分に高い (i > 50◦)、内惑星の離心率
ほぼ統一に近づけることができます。 潮が乱れた場合
が回避されると、内部惑星は接近中の散逸過程を通じて環状化し、その結果、高温が発生します。
木星 (Naoz et al. 2011)。 これらの階層的な三重システム
を指定すると、star-planet-star または star-planet-planet のいずれかになります。
適切な質量と長半径のスケーリング (Naoz 2016)。
CLS サンプルでは恒星が接近した系が除外されているため、
皆さん、私たちは星-惑星-惑星のメカニズムに焦点を当てました。
リドフ・コザイ振動はほぼ均一な分布を生成します
空に投影された恒星の傾斜の影響を受け、より大規模な星が必要となります。
外側の巨人 (ペトロヴィッチ & トレメイン 2016)。 当社の測定値
巨大惑星の多重性と高質量の外部惑星の関係
はこのモデルと一致しています。
ただし、HJ 傾斜の研究は次の結果と一致していません。
Lidov-Kozai メカニズムが主要な HJ 生産チャネルです。 ライスら。 (2022) HJ のほぼ 90% が
は主星の自転軸と一致していますが、これはこの星について予想される一様な傾斜分布と一致しません。
機構。 もしかしたら、そのような惑星の軌道は、恒星を通して恒星の自転軸と再調整されている
相互作用 (Winn et al. 2010)。 増加の観察
高温星の傾斜角 (≥ 6100 K)、経験するはずです
長期にわたる再調整のタイムスケールが、そのような検討の動機となります。 対照的に、HJ の発生が減少している証拠
これらの大質量星については、TESS測光法で特定されました
(Beleznay & Kokumoto 2022)、テフの欠如から逸脱します。
FGK 星の周囲で観測された HJ 発生の依存性
ジンクら。 （2023年）。 これは、より高質量の星が存在することを示している可能性があります。
HJ を担当する独自の基礎プロセスがある
生産。 あるいは、HJ の終末軌道周期
HJ を軌道に合わせて切り詰めた星の質量の関数である可能性がある
任意の 1 ～ 10 日の期間制限を超えた場合。 これらの観察された複雑さにもかかわらず、初期の高傾斜角の惑星系構成はまれであるはずです。 ドン＆フォアマン・マッキー
(2023) 広範なゼロ中心の単峰分布を特定しました
階層ベイズ分析による傾斜度の計算。 28 ± 9% がこの結果の意味するところは不明のままである。
借金アプリ等方的に分布する耳。 かもしれない
既存のマルチモーダル分布が隠蔽されている可能性があります。
限られたサンプルおよび/またはサンプルの根底にあるバイアス (Siegel et al. 2023)。 とにかく、明らかに目立つのは、
揃った方位 - 恒星の傾斜角が 72±9% より小さい
40◦—高初期の相互傾向が存在するという証拠を提供します。
リドフ・コザイ振動のようなメカニズムは非支配的です
形成経路。
原位置理論では、HJ は星の近くで形成され、
あまり移行しません。 このメカニズムには、次のようなディスクが含まれます。
軌道内で物質を合体させる、よく調整された特性
半径 1 天文単位 (Batygin et al. 2016)。 現場形成は、
質量の大きい円盤で発生すると予測されています。 このようなディスク
を通じて複数の冷たい木星も生成される可能性があります。
外側円盤の核降着メカニズム (Batygin &モルビデリ 2023)。 私たちの測定値は以下と一致しています
巨大惑星のこれらの予測された特性のすべてではありませんが、その一部
システム。 HJ は通常、少なくとも 1 つを持っていることが観察されています。
WCJの仲間。 ただし、これより大きな数値は検出されません
HJ システムの WCJ の割合を、そのようなシステムを持たないシステムと比較した場合
惑星。 具体的には、HJ コンパニオンの場合、1.3+1.0 -0.6であることがわかりました。
HJ あたりのコンパニオン数は、HJ システムの約 30% であることを示唆しています。
外側の巨人を複数持っています。 この推定値はより低いですが、
発生間の固有の縮退による制限
要約統計量とシステム多重度、推定 30%
観測された HJ の 4分の1 とほぼ一致します。
2番目の外部コンパニオンを持つシステム。
現場モデルでは、HJ を収容するシステムは以下から生じます。
HJ を生成できる大規模なディスクは、経験する可能性が高い多数の追加の巨人
偏心率を高めるダイナミックな相互作用。 私たちの
HJ 仲間の平均離心率が WCJ 仲間よりも高いという観察は、この予測と一致しています。
私たちが観察した質量分布は、別の点も提供します。
現場モデルとの比較。 この理論は次のように予測します
ホットジュピターを生み出す巨大な円盤もまた、
外部軌道でより大規模な巨大惑星が生成される可能性があります。
これは地元のガス量予算の副産物であり、巨大なガスが存在します。
より大きなガスリザーバーを有する外側ディスクに形成されます。 ただし、この効果は、弱いとはいえ、同様の効果も生じます。
WCJ 集団内の質量相関。 外側では
円盤 (P > 400 日)、出生時からの惑星質量の蓄積
円盤は惑星のヒル半径に線形に依存します。
惑星の軌道半径 (r) に直接スケールします。
Mestel ディスク プロファイル (S ∝ 1/r) の仮定。 したがって、この星占いは、より大きな巨大惑星が地球上に存在するはずであると予測しています。
これは、WCJ がそしてその仲間は非常によく似た質量分布を持っています
(質量比中央値 = 0.99)。 さらに、基礎となる HJ
質量分布 (図 4) は大幅に増加するはずです。
WCJ 人口と比較すると、下位層が多い
大量の順序付けは、ローカル ディスクのプロパティによって制御されていました。
これらの欠点にもかかわらず、モルビデリらは、 (2023) が示した
現場の枠組みが惑星を自然に再現しているということ
重元素の質量相関、より大規模な場合
暖かい木星は、超恒星の重元素を豊富に含んで現れます (Thorngren et al. 2016)。 内部の状況は、
ディスクは、ダストの半径方向内側へのドリフトを可能にします (Morbidelli et al.2023)、短期的には重元素の自然堆積につながる
公転周期。 したがって、1天文単位以内に形成された巨人は、この金属性の強化を反映しています。 現場形成中
観察された特徴の多くは再現できますが、説明できません
円盤の外側には多重度の高い巨人が存在しないため、
現時点では、集団依存性が存在しないことは予測されていません
WCJ の複数惑星システム内で強力な機能を維持しながら、HJ システムへの依存。
世俗的な混沌の枠組みの中で、複数の外部巨人が活動する
重なり合う共振を介して角運動量を外側に伝達し、最も内側の偏心/傾斜を励起します。
巨人 (Wu & Lithwick 2011)。 その後、内惑星は次のような変化を遂げます。
主星との相互作用による潮汐散逸、その結果
ほぼ円軌道を描く熱い木星の中で。 観測可能なもの
私たちの研究によると、ほとんどの場合、世俗的な混乱は支持されません。
HJ 生成の支配的なメカニズム。 永続的カオスには複数の外側の巨大惑星が必要であり、サンプル内のシステムの約 30% がこの特性を持っていると推定されています。
HJ系の外惑星は、彼らの内なる仲間よりも巨大なことが自然に生じるかもしれない
世俗的なカオスの枠組みの下では、そのような建築物として
角度の拡散伝達の傾向が増加する
内惑星が離心率を達成するのに役立つ運動量
統一に近い。 ただし、3 倍の質量増強が観察されたのは、
外側の仲間は、より多くのものを求める一般的な好みを超えています。
長期にわたる混乱によって予測される大規模な外部キャンペーン。 の
このメカニズムのより高い多重度要件により、より低質量の外側伴星が累積的に増加する
最奥の巨人の奇行。 さらに、テサンディエは、他。 (2019) は、観測された傾斜分布が
HJ の数は永続的なカオスと緊張状態にあり、恒星から適度にずれた軌道を生成する傾向があります。
回転軸。 おそらくこれらの軌道の多くは
潮汐再調整が行われているが（Rice et al. 2022）、これらは
再調整モデルはまだ p を超えています中程度の人の数を過剰に予測する
位置ずれ。
もう1つのメカニズムは、共面高偏心移動です。
(Petrovich 2015)、これには少なくとも次のアーキテクチャが必要です。
ほぼ同一平面上の軌道にある 2 つの巨人、惑星の質量比
マウター/マイナー ≳ 3、そして最も外側の巨人の方が大きい
偏心。 このメカニズムは最も静かなタイプのメカニズムです。
永年重力に依存した高離心率の移動
相互傾斜が低い惑星間の相互作用。
最初は、システムは大きな偏心率を保持する必要があります。
e > 0.5 の 2 つの惑星、または円形の内側の惑星のいずれかの形状
惑星と e > 0.67 の外側伴星。 ただし、離心した外惑星の質量は、質量の約 3 倍未満です。
内部巨人の質量、交換はそれほど大きくありません
内惑星の角運動量を減少させます。 その上
HJ の軌道進化の完了 (通常 4 ～ 100Myr.)、外側の伴星は中距離の偏心性を保持しています。
前の軌道によっていくらか減少しました
エネルギー交換。 したがって、結果として得られるシステムには、
偏心した外側の巨人 (e ≈ 0.2–0.5) であり、≳ 3 倍以上になります
内部の巨人よりも巨大であるという観察可能な相関関係
この形成経路に特有のものです。 会計後
検出の完全性、これはまさに私たちが観察していることです。
私たちのサンプルの 11 個の HJ のうち 6 個には、
検出された外部巨人、モデル化された交友率は
1.3+1.0 -0.6 惑星/HJ、この不在は単に
より長い軌道での検出効率の低下の結果
期間。
同一平面上での高偏心の移行には、システムが次のことを必要とします。
低い相互傾斜から始めます (i < 30°)、作っています
HJ の約 10% に見られる複雑な軌道方向を形成するのは困難です (Winn et al. 2010)。 それはもしかしたら
出生原始惑星系円盤のトルクによってこれらの位置がずれた場合
惑星が形成される前のシステム (Batygin 2013)、主星からずれた共面系
8. 結論と要約
ホットジュピターを構成する人口の特徴を調べました
(HJ) 系は、暖木星や寒木星 (WCJ) とは異なります。
カリフォルニアの長い基線を活用した対応物
Legacy Survey RV 惑星カタログ (Rosenthal et al. 2021) へ
根底にある人口統計上の類似点と相違点を特定します。
次の特性が重要であることがわかりました。
• 巨大な惑星を含む惑星系は、
そのような惑星は複数あります。 を備えたシステムの場合、
HJ、私たちは1.3±1.0を測定します
星系あたり 0.6 個の追加惑星
40,000 日の公転周期に統合されたモデルで。
WCJ システムの場合、1.0 ± 0.3 の追加の外側が見つかります。
星系ごとの惑星。 さらに、外側伴星の軌道周期の分布
HJ および WCJ システムでも同様です。 類似性
外部コンパニオン特性間の HJ は、システムは WCJ システムとして始まった可能性があります。
• HJ と WCJ の大量分布は区別できません。
ただし、HJ を備えたシステムの場合、外側の巨大惑星は通常、より質量が大きく、Mouter/Minner ≳ 3. HJ のないシステムの場合、これは
比率はほぼ1です。 これは、特に巨大な外側の巨大な惑星の仲間が作る
複数の巨大惑星からなるシステムは発展する可能性が高いHJ。
• HJ、WCJ、およびそれらの偏心分布
仲間は集団レベルの違いを示します。 HJは
よく知られているように、ほぼ円形 (⟨e⟩ = 0.06 ± 0.02) です。
WCJ星系の内部巨大惑星はより高い
外側の仲間よりも離心率 (⟨e⟩ = 0.27 ± 0.03) (⟨e⟩ = 0.19 ± 0.02)。 最高の離心率
HJ 外部仲間の集団に属します
(⟨e⟩ = 0.34 ± 0.05)。 の存在を確認します。
巨大惑星系が発展する可能性を高める第二の要因として、より風変わりな外側伴星HJ。
私たちの観察によれば、これら 3 つの組み合わせが
これらの要因が HJ 形成を促進する環境を作り出します。
3つの要素（巨大な惑星）が存在すると仮定すると、多重度、質量比、外惑星の離心率など）
独立して描かれたものであるため、ホストしている星の約 10% と推定されます。
巨大な惑星は HJ を生成するはずであり、これは以下と一致します。
当社の測定では 16 ± 4% でした。
ここで特定されたパターンは、共面高偏心率に有利です。
HJ の主要な形成メカニズムとしての移動。
このメカニズムには、≳ 3 倍の質量を持つ外惑星が必要です
内部巨大惑星の離心率を増加させる
内惑星の軌道を縮小させる永年相互作用
周囲。 内惑星の軌道は最終的には潮汐方向に変化する
円形化され、半径が小さくなります。 この仕組みが効果的です
高離心率の外側巨人から始まる系の場合、そしてそれは、以下に見られるように、適度に風変わりな遺物を残します。
私たちのHJコンパニオン集団。 これの同一平面上の側面
このメカニズムは自然に整列した HJ システムを生成し、HJ 傾斜測定が継続される場合はさらに検証される
現在のように、ゼロ度付近の方向をクラスタリングします。
事件 (Dong & Foreman-Mackey 2023)。
熱い木星には巨大な仲間がある: 同一平面内での高離心率移動の証拠
概要
この研究は、巨大惑星を含む惑星系の特徴を人口レベルに基づいて考察します。
カリフォルニアレガシーサーベイの惑星カタログの分析。 共通する 3つの特徴を特定しました
ホットジュピターへ。 まず、すべての熱い木星に外側の巨大惑星の仲間が検出されているわけではありません (M sin i = 0.3 ～ 30 MJup)、調査完全性補正が適用されると、そのようなコンパニオンは遍在します。
公転周期は40,000日まで。 ホットジュピターのない巨大な居住システムもホストしています
星系ごとに少なくとも 1 つの外部巨大惑星仲間。 第二に、ホットジュピターの質量分布
他の巨大な惑星は区別できません。 しかし、高温を含む惑星系内では、外側の巨大惑星仲間である木星は、内側の熱い木星よりも少なくとも 3倍重いです。
第三に、ホットジュピター系の外側仲間の離心率分布（平均モデルの離心率 ⟨e⟩ = 0.34 ± 0.05) は、惑星の対応する外惑星とは異なります。
ホットジュピターのない系 (⟨e⟩ = 0.19 ± 0.02)。 私たちは、2つの巨大ガス惑星が存在すると結論付けています。
ここで、最も外側の惑星の離心率は ≥ 0.2 であり、質量は 3倍であることが、
ホットジュピターの発生。 これらの要因に基づく私たちの単純なモデルは、温暖化の最大 10% が予測されます。
そしてコールド ジュピター システムは偶然これらの組み立て基準を満たします。これは私たちの基準と一致します。
すべての巨大な居住系に対するホットジュピター系の相対発生率は 16 ± 6% であると測定されました。 私たちは
これら 3つの特徴が、ホットジュピター形成において共面高偏心移動を支配的なメカニズムとして支持していることを発見しました。
1. はじめに
ペガスス座 51 番星発見から約 30 年
b、主系列星を周回する熱い木星（市長とQueloz 1995)、これらの短期間の起源 (P < 10日) 巨大ガス惑星は未解決のままです。
高偏心時移住理論、ホットジュピターはより遠い場所で形成される
氷線を越えて軌道を周回し、高い離心率に達する他の惑星との動的相互作用を通じて、または
恒星を周回させ、その軌道を縮小させます。
主星との潮汐相互作用。 数種類の
以下を含む動的相互作用が考慮されています。
惑星間散乱 (Rasio & Ford 1996; Chatterjee)他。 2008 年）、遠く離れた友人とリドフと古在のサイクリング
(Wu & Murray 2003; Naoz et al. 2012; Petrovich &トレメイン 2016; ヴィックら。 2019)、および長期動態
(Wu & Lithwick 2011; Petrovich 2015)。 あるいは、ホットジュピターがその場で形成される可能性もある (Batygin et al. 2016; Boley
他。 2016) またはディスク駆動型移行 (Lin et al.1996）。
惑星または恒星の伴星の検出
これらのシステムは、その形成を明確にする可能性があります
通路。 ほとんどのホットジュピター系に豊富がある場合
近くにある小さな惑星の伴星、Kepler-730 (Cañas et al. 2019)、静止プロセスは
好意的です。 あるいは、近くに人が一貫していない場合、惑星と遠く離れた大質量 (M > 0.3MJup) (a > 1AU) コンパニオンは、動的に駆動される原点を示唆する可能性があります。
直接イメージング技術を使用して、Ngo et al. (2016)
惑星系の 20% 未満が、ホットジュピターには、十分近くに恒星の伴星がある
必要な香西-リドフ振動を誘発する
軌道進化を推進します。 さらに、大多数は
ケプラー調査によるホットジュピターの数は証拠を示していない
星系内の 2 番目の通過惑星については、
公転周期が400日未満（そのような惑星）
存在する可能性がありますが、相互に傾斜しているため、通過します
は期待されていません）。 周期暦の検索
近くの惑星間の相互作用によって引き起こされる変動
さまざまな結果が生じています。 初期の作業で不足が判明
このような信号の影響を調べ（Steffen et al. 2012）、次のことを示唆しています。
ホットジュピターは追加の追加なしで主星を周回します
惑星の仲間たち。 完全な Kepler を使用した最近の研究
ベースラインでは 2 つが特定されました (50 個のホット ジュピターのうち)
通過タイミング変動 (TTV) を示す (Wu et al.2023)、12% が近くにある小さな惑星を抱えていることを示唆しています
(M < 10M⊕、P < 40 日)。 長期RVの解析
ホットジュピター系の加速度は 50 ～ 70% であることがわかりました。
1～20天文単位以内に巨大な仲間がある
(Knutson et al. 2014; Bryan et al. 2016)。 の制限
この研究は異種の RV データセットに依存しているということです
そのベースラインは軌道周期をカバーしていませんでした。
提案された外部の仲間。 外挿とモデリング
RV の存在を推測するには、RV の「トレンド」が必要でした
外側の仲間たちの。 対照的に、シュラフマンとウィン
(2016) 巨大ホスティング システムのメタ分析を実施
Cumming et al. で導出された値を使用します。 (2008) と
ライトら。 (2012)、既知の 136 のサンプルと並べて
より長周期の巨人をホストする RV システム (P > 10日）。 この作業では発生に違いは見られませんでした
惑星系の遠方の巨人の有無に関係なくホットジュピター。
この作業では、惑星カタログと完全性を分析します。
カリフォルニアレガシー調査からの測定値(CLS; Rosenthal et al. 2021)。 CLSにはいくつかの機能があります
そのため、人口研究に適しています。
巨大な惑星。 CLSの近くの星群は盲目的に見えました
選択され、数十年（30年にわたるものもあります）にわたって観察されました
の場合）、最低限の遵守基準を備えています。 それぞれのスターの
RV 時系列は同じアルゴリズムで検索され、惑星のカタログは推定値を使用して作成されました
各スターの検索完了度。 分析
CLS 惑星カタログの測定値が生成されました
0.1から30天文単位までの巨大惑星の発生
(Fulton 他、2021)。 CLS カタログの分析
この論文は、1 つ以上の惑星系に焦点を当てています。
熱い木星を含む巨大な惑星。 私たちは
～に特有の一連の要因を決定しようとする
ホットジュピターのある惑星系についての手がかりを見つける
それらの珍しい惑星がどのように形成されたのか。
図 1. 左: CLS カタログ (Rosenthal et al. 2021) の Teff 平面および log g 平面の恒星サンプル。 灰色の点
サンプル全体を示し、色付きの点は選択された FGK 矮性個体群を表します。 右：巨人のサンプル
この研究の惑星には、熱木星 (青緑)、暖/寒木星 (紫)、熱木星の外側の巨大な仲間 (赤)、
暖地/寒地木星の外側の巨大な仲間 (オレンジ色)。 赤い線は熱い木星とその外側の巨大な伴星を結びます。
オレンジ色の線は、暖かい木星と冷たい木星の仲間を結びます。
図 2. 完全性により、熱木星 (左) と暖地/寒冷木星 (右) の惑星人口が関数として補正されました。
公転周期。 最適化された壊れべき乗則モデルが提供されており、色付きの領域の幅が表されます。
68% 信頼区間。 ホットジュピターの場合、α1 = 2.1 ± 1.4、Pbr = 3.0 ± 0.8 日、α2 = −0.1 ± 0.3。 温冷用
木星 α1 = 0.4 ± 0.1、Pbr = 2800 ± 880 日、α2 = −1.5 ± 1.3。 ビン化された出現値 (および 3σ 上限、▽)
根底にある人口傾向を示していますが、モデルに適合させるためには使用されませんでした。 代わりに、私たちは CDF マッチングに依存しました。
フォワードモデリングソフトウェア。
図 3. 内部巨人が存在する場合の外部巨人の発生。 プロットされた点はビン化されます
ノンパラメトリックな母集団傾向を示す発生値 (および 3σ 上限、▽)。 青緑と紫の描写
熱い木星の仲間 (α = 0.56 ± 0.3) および暖かい/冷たい木星の仲間の 1σ べき乗則モデル領域
(α = 0.54 ± 0.1)。
図 4. 左のパネルは、高温木星 (α = −0.8 ± 0.3) と温暖/低温木星の基礎となる質量分布を示しています。
(α = −0.4 ± 0.1)。 右のパネルは、ホットジュピター伴星の対応する質量分布を示しています (α = −0.1 ± 0.4)。
および暖かい/冷たい木星の伴星 (α = −0.4 ± 0.2)。 参考として、予想される質量値とその値を示します。
事後モデルによって決定される対応する不確実性
図 5. 対応する各惑星人口の離心率分布とベータ分布モデル。 暑い方のために
木星 γ = 0.4 ± 0.1 および λ = 6.9 ± 3.7。 暖かい/冷たい木星の場合、γ = 0.7 ± 0.2 および λ = 1.8 ± 0.6。 HJ仲間のために
γ = 3.7 ± 1.8 および λ = 7.6 ± 3.4。 WCJ コンパニオンの場合、γ = 1.6 ± 0.6 および λ = 7.3 ± 2.9。
7. ディスカッション
WCJ と HJ の個体群は、質量分布、外側の巨大な仲間の期間分布、および
外側の仲間が全体的に豊富です。 これらの類似点は、2 つの集団がある系統の子孫であることを示唆しています。
惑星の共通の親集団。
私たちは、外側の仲間がいることを示しました。
それ自体はホットジュピターの形成を保証するものではありません。 システム
2 つ以上の WCJ が一般的です。 私たちの分析では、調査の完全性を考慮し、それぞれの
巨人を宿す星にはさらに 1.0±0.3 個の巨人が住んでいます
(M = 0.3 ～ 30MJup および P < 40,000 日の場合)。 しかし、
ホットジュピターは上記の惑星の 16% にすぎません
質量と周期の範囲。 離心率が最小限であれば、2つの冷たい巨人は中心に静かに存在することができます。 このような場合があります
両方の離心率が低い私たち自身の太陽系
木星と土星は安定した永年交流をもたらす
移動を引き起こさない角運動量
太陽の主系列の寿命内に（マレーとホルマン 1999; ジンクら。 2020a）。
RV サンプル内では、熱い木星と暖かい/冷たい木星の質量分布は統計的に区別できないことがわかりました。 ただし、複数のシステムでは、
HJ (外側巨大惑星) を含む巨大惑星 通常は 3倍の質量を持ちます。 さらに、そのような星系の外側の巨人は体系的に存在しているということです。
もっとエキセントリック。
ホットジュピターの形成基準として提案されているのは、3倍の質量を持つ外側の仲間の存在
e > 0.2 - HJ および WCJ コンパニオンを含むシステムの観察された特性から決定されました。 による
これらの基準を HJ のない WCJ システムに適用すると、（循環論法なしで）どの部分を推定できるか
の WCJ 収容システムは最終的に変換されるはずです
WCJ の 1 つを HJ に変換します。 ほとんどの場合、すべてではありませんが、システムには外部の巨大な伴星が必要です
そして、約 20% が 3x の質量構成を持っていること
比率。 また、WCJ の 40% が e > 0.2 であることも測定しました。
したがって、私たちの単純なモデルでは、システムの約 10% が
複数の巨大惑星から一貫した HJ が生成されるはずです。
観測された巨大港湾システムの 16 ± 4% HJ が含まれているもの。 この経験的な母集団の割合
は、図 2 に示した出現率から導き出されました。
以下を使用して計算されました。
η(HJ|巨大惑星) = fHJ/fHJ + fWCJ = 0.03/0.03 + 0.16 = 0.16 ± 0.04、 (3)
ここで、f 値は母集団発生率と η(HJ) です。
巨大な惑星系の予想される割合
HJ が含まれているもの。
7.1. 形成メカニズム
リドフ・コザイ振動は、2 つの大きく傾いたときに発生します。
天体は軌道離心率の周期的な交換を受ける
そして相互の傾向。 初期相互傾きが
十分に高い (i > 50◦)、内惑星の離心率
ほぼ統一に近づけることができます。 潮が乱れた場合
が回避されると、内部惑星は接近中の散逸過程を通じて環状化し、その結果、高温が発生します。
木星 (Naoz et al. 2011)。 これらの階層的な三重システム
を指定すると、star-planet-star または star-planet-planet のいずれかになります。
適切な質量と長半径のスケーリング (Naoz 2016)。
CLS サンプルでは恒星が接近した系が除外されているため、
皆さん、私たちは星-惑星-惑星のメカニズムに焦点を当てました。
リドフ・コザイ振動はほぼ均一な分布を生成します
空に投影された恒星の傾斜の影響を受け、より大規模な星が必要となります。
外側の巨人 (ペトロヴィッチ & トレメイン 2016)。 当社の測定値
巨大惑星の多重性と高質量の外部惑星の関係
はこのモデルと一致しています。
ただし、HJ 傾斜の研究は次の結果と一致していません。
Lidov-Kozai メカニズムが主要な HJ 生産チャネルです。 ライスら。 (2022) HJ のほぼ 90% が
は主星の自転軸と一致していますが、これはこの星について予想される一様な傾斜分布と一致しません。
機構。 もしかしたら、そのような惑星の軌道は、恒星を通して恒星の自転軸と再調整されている
相互作用 (Winn et al. 2010)。 増加の観察
高温星の傾斜角 (≥ 6100 K)、経験するはずです
長期にわたる再調整のタイムスケールが、そのような検討の動機となります。 対照的に、HJ の発生が減少している証拠
これらの大質量星については、TESS測光法で特定されました
(Beleznay & Kokumoto 2022)、テフの欠如から逸脱します。
FGK 星の周囲で観測された HJ 発生の依存性
ジンクら。 （2023年）。 これは、より高質量の星が存在することを示している可能性があります。
HJ を担当する独自の基礎プロセスがある
生産。 あるいは、HJ の終末軌道周期
HJ を軌道に合わせて切り詰めた星の質量の関数である可能性がある
任意の 1 ～ 10 日の期間制限を超えた場合。 これらの観察された複雑さにもかかわらず、初期の高傾斜角の惑星系構成はまれであるはずです。 ドン＆フォアマン・マッキー
(2023) 広範なゼロ中心の単峰分布を特定しました
階層ベイズ分析による傾斜度の計算。 28 ± 9% がこの結果の意味するところは不明のままである。
借金アプリ等方的に分布する耳。 かもしれない
既存のマルチモーダル分布が隠蔽されている可能性があります。
限られたサンプルおよび/またはサンプルの根底にあるバイアス (Siegel et al. 2023)。 とにかく、明らかに目立つのは、
揃った方位 - 恒星の傾斜角が 72±9% より小さい
40◦—高初期の相互傾向が存在するという証拠を提供します。
リドフ・コザイ振動のようなメカニズムは非支配的です
形成経路。
原位置理論では、HJ は星の近くで形成され、
あまり移行しません。 このメカニズムには、次のようなディスクが含まれます。
軌道内で物質を合体させる、よく調整された特性
半径 1 天文単位 (Batygin et al. 2016)。 現場形成は、
質量の大きい円盤で発生すると予測されています。 このようなディスク
を通じて複数の冷たい木星も生成される可能性があります。
外側円盤の核降着メカニズム (Batygin &モルビデリ 2023)。 私たちの測定値は以下と一致しています
巨大惑星のこれらの予測された特性のすべてではありませんが、その一部
システム。 HJ は通常、少なくとも 1 つを持っていることが観察されています。
WCJの仲間。 ただし、これより大きな数値は検出されません
HJ システムの WCJ の割合を、そのようなシステムを持たないシステムと比較した場合
惑星。 具体的には、HJ コンパニオンの場合、1.3+1.0 -0.6であることがわかりました。
HJ あたりのコンパニオン数は、HJ システムの約 30% であることを示唆しています。
外側の巨人を複数持っています。 この推定値はより低いですが、
発生間の固有の縮退による制限
要約統計量とシステム多重度、推定 30%
観測された HJ の 4分の1 とほぼ一致します。
2番目の外部コンパニオンを持つシステム。
現場モデルでは、HJ を収容するシステムは以下から生じます。
HJ を生成できる大規模なディスクは、経験する可能性が高い多数の追加の巨人
偏心率を高めるダイナミックな相互作用。 私たちの
HJ 仲間の平均離心率が WCJ 仲間よりも高いという観察は、この予測と一致しています。
私たちが観察した質量分布は、別の点も提供します。
現場モデルとの比較。 この理論は次のように予測します
ホットジュピターを生み出す巨大な円盤もまた、
外部軌道でより大規模な巨大惑星が生成される可能性があります。
これは地元のガス量予算の副産物であり、巨大なガスが存在します。
より大きなガスリザーバーを有する外側ディスクに形成されます。 ただし、この効果は、弱いとはいえ、同様の効果も生じます。
WCJ 集団内の質量相関。 外側では
円盤 (P > 400 日)、出生時からの惑星質量の蓄積
円盤は惑星のヒル半径に線形に依存します。
惑星の軌道半径 (r) に直接スケールします。
Mestel ディスク プロファイル (S ∝ 1/r) の仮定。 したがって、この星占いは、より大きな巨大惑星が地球上に存在するはずであると予測しています。
これは、WCJ がそしてその仲間は非常によく似た質量分布を持っています
(質量比中央値 = 0.99)。 さらに、基礎となる HJ
質量分布 (図 4) は大幅に増加するはずです。
WCJ 人口と比較すると、下位層が多い
大量の順序付けは、ローカル ディスクのプロパティによって制御されていました。
これらの欠点にもかかわらず、モルビデリらは、 (2023) が示した
現場の枠組みが惑星を自然に再現しているということ
重元素の質量相関、より大規模な場合
暖かい木星は、超恒星の重元素を豊富に含んで現れます (Thorngren et al. 2016)。 内部の状況は、
ディスクは、ダストの半径方向内側へのドリフトを可能にします (Morbidelli et al.2023)、短期的には重元素の自然堆積につながる
公転周期。 したがって、1天文単位以内に形成された巨人は、この金属性の強化を反映しています。 現場形成中
観察された特徴の多くは再現できますが、説明できません
円盤の外側には多重度の高い巨人が存在しないため、
現時点では、集団依存性が存在しないことは予測されていません
WCJ の複数惑星システム内で強力な機能を維持しながら、HJ システムへの依存。
世俗的な混沌の枠組みの中で、複数の外部巨人が活動する
重なり合う共振を介して角運動量を外側に伝達し、最も内側の偏心/傾斜を励起します。
巨人 (Wu & Lithwick 2011)。 その後、内惑星は次のような変化を遂げます。
主星との相互作用による潮汐散逸、その結果
ほぼ円軌道を描く熱い木星の中で。 観測可能なもの
私たちの研究によると、ほとんどの場合、世俗的な混乱は支持されません。
HJ 生成の支配的なメカニズム。 永続的カオスには複数の外側の巨大惑星が必要であり、サンプル内のシステムの約 30% がこの特性を持っていると推定されています。
HJ系の外惑星は、彼らの内なる仲間よりも巨大なことが自然に生じるかもしれない
世俗的なカオスの枠組みの下では、そのような建築物として
角度の拡散伝達の傾向が増加する
内惑星が離心率を達成するのに役立つ運動量
統一に近い。 ただし、3 倍の質量増強が観察されたのは、
外側の仲間は、より多くのものを求める一般的な好みを超えています。
長期にわたる混乱によって予測される大規模な外部キャンペーン。 の
このメカニズムのより高い多重度要件により、より低質量の外側伴星が累積的に増加する
最奥の巨人の奇行。 さらに、テサンディエは、他。 (2019) は、観測された傾斜分布が
HJ の数は永続的なカオスと緊張状態にあり、恒星から適度にずれた軌道を生成する傾向があります。
回転軸。 おそらくこれらの軌道の多くは
潮汐再調整が行われているが（Rice et al. 2022）、これらは
再調整モデルはまだ p を超えています中程度の人の数を過剰に予測する
位置ずれ。
もう1つのメカニズムは、共面高偏心移動です。
(Petrovich 2015)、これには少なくとも次のアーキテクチャが必要です。
ほぼ同一平面上の軌道にある 2 つの巨人、惑星の質量比
マウター/マイナー ≳ 3、そして最も外側の巨人の方が大きい
偏心。 このメカニズムは最も静かなタイプのメカニズムです。
永年重力に依存した高離心率の移動
相互傾斜が低い惑星間の相互作用。
最初は、システムは大きな偏心率を保持する必要があります。
e > 0.5 の 2 つの惑星、または円形の内側の惑星のいずれかの形状
惑星と e > 0.67 の外側伴星。 ただし、離心した外惑星の質量は、質量の約 3 倍未満です。
内部巨人の質量、交換はそれほど大きくありません
内惑星の角運動量を減少させます。 その上
HJ の軌道進化の完了 (通常 4 ～ 100Myr.)、外側の伴星は中距離の偏心性を保持しています。
前の軌道によっていくらか減少しました
エネルギー交換。 したがって、結果として得られるシステムには、
偏心した外側の巨人 (e ≈ 0.2–0.5) であり、≳ 3 倍以上になります
内部の巨人よりも巨大であるという観察可能な相関関係
この形成経路に特有のものです。 会計後
検出の完全性、これはまさに私たちが観察していることです。
私たちのサンプルの 11 個の HJ のうち 6 個には、
検出された外部巨人、モデル化された交友率は
1.3+1.0 -0.6 惑星/HJ、この不在は単に
より長い軌道での検出効率の低下の結果
期間。
同一平面上での高偏心の移行には、システムが次のことを必要とします。
低い相互傾斜から始めます (i < 30°)、作っています
HJ の約 10% に見られる複雑な軌道方向を形成するのは困難です (Winn et al. 2010)。 それはもしかしたら
出生原始惑星系円盤のトルクによってこれらの位置がずれた場合
惑星が形成される前のシステム (Batygin 2013)、主星からずれた共面系
8. 結論と要約
ホットジュピターを構成する人口の特徴を調べました
(HJ) 系は、暖木星や寒木星 (WCJ) とは異なります。
カリフォルニアの長い基線を活用した対応物
Legacy Survey RV 惑星カタログ (Rosenthal et al. 2021) へ
根底にある人口統計上の類似点と相違点を特定します。
次の特性が重要であることがわかりました。
• 巨大な惑星を含む惑星系は、
そのような惑星は複数あります。 を備えたシステムの場合、
HJ、私たちは1.3±1.0を測定します
星系あたり 0.6 個の追加惑星
40,000 日の公転周期に統合されたモデルで。
WCJ システムの場合、1.0 ± 0.3 の追加の外側が見つかります。
星系ごとの惑星。 さらに、外側伴星の軌道周期の分布
HJ および WCJ システムでも同様です。 類似性
外部コンパニオン特性間の HJ は、システムは WCJ システムとして始まった可能性があります。
• HJ と WCJ の大量分布は区別できません。
ただし、HJ を備えたシステムの場合、外側の巨大惑星は通常、より質量が大きく、Mouter/Minner ≳ 3. HJ のないシステムの場合、これは
比率はほぼ1です。 これは、特に巨大な外側の巨大な惑星の仲間が作る
複数の巨大惑星からなるシステムは発展する可能性が高いHJ。
• HJ、WCJ、およびそれらの偏心分布
仲間は集団レベルの違いを示します。 HJは
よく知られているように、ほぼ円形 (⟨e⟩ = 0.06 ± 0.02) です。
WCJ星系の内部巨大惑星はより高い
外側の仲間よりも離心率 (⟨e⟩ = 0.27 ± 0.03) (⟨e⟩ = 0.19 ± 0.02)。 最高の離心率
HJ 外部仲間の集団に属します
(⟨e⟩ = 0.34 ± 0.05)。 の存在を確認します。
巨大惑星系が発展する可能性を高める第二の要因として、より風変わりな外側伴星HJ。
私たちの観察によれば、これら 3 つの組み合わせが
これらの要因が HJ 形成を促進する環境を作り出します。
3つの要素（巨大な惑星）が存在すると仮定すると、多重度、質量比、外惑星の離心率など）
独立して描かれたものであるため、ホストしている星の約 10% と推定されます。
巨大な惑星は HJ を生成するはずであり、これは以下と一致します。
当社の測定では 16 ± 4% でした。
ここで特定されたパターンは、共面高偏心率に有利です。
HJ の主要な形成メカニズムとしての移動。
このメカニズムには、≳ 3 倍の質量を持つ外惑星が必要です
内部巨大惑星の離心率を増加させる
内惑星の軌道を縮小させる永年相互作用
周囲。 内惑星の軌道は最終的には潮汐方向に変化する
円形化され、半径が小さくなります。 この仕組みが効果的です
高離心率の外側巨人から始まる系の場合、そしてそれは、以下に見られるように、適度に風変わりな遺物を残します。
私たちのHJコンパニオン集団。 これの同一平面上の側面
このメカニズムは自然に整列した HJ システムを生成し、HJ 傾斜測定が継続される場合はさらに検証される
現在のように、ゼロ度付近の方向をクラスタリングします。
事件 (Dong & Foreman-Mackey 2023)。
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