自由浮遊または広軌道？ ケック適応光学観測は、自由浮遊惑星候補の近くにホスト星がないことを明らかにする

マイクロレンズ現象で見つかる惑星質量天体は本当に孤独なのか？主星から20AU離れた氷巨大惑星なのか？ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡で追加観測したらわかるらしい。以下、機械翻訳。
自由浮遊または広軌道？ ケック適応光学観測は、自由浮遊惑星候補の近くにホスト星がないことを明らかにする

概要
非常に短い時間スケールのマイクロレンズ現象の最近の検出は、大規模なマイクロレンズの存在を示唆しています。
主星を持たないように見える地球質量から海王星質量の惑星の集団。 しかし、それは
これらの天体が本当に自由に浮遊する惑星なのか、それとも広い範囲にあるのかは現在不明です
遠くの主星の周りを公転しています。 ここでは、高解像度イメージング観測の分析を紹介します
ケック望遠鏡で収集された 6 つの自由浮遊惑星の候補。 もしこれらの候補者が
実際に広い軌道の惑星である場合、ホストの光は、ホストから 40 ～ 60 mas の距離に表示されます。
マイクロレンズ源星。 そのような星は検出されません。 注入・回収シミュレーションを行います
さまざまな分離での推定ホスト星に対する感度を推定します。 オブジェクトによっては、
提示された観察結果は、潜在的なホストの 10 ～ 35% を除外します。
惑星はホストの質量に依存しません。 質量の大きい星ほど可能性が高いと仮定すると
惑星をホストする場合、潜在的なホストの 18 ～ 63% を除外します。 たとえば、より深い観察
JWST では、自由浮遊惑星仮説を自信を持って確認または反論する必要があります。
キーワード: 重力マイクロレンズ (672), 自由浮遊惑星 (549), 高解像度マイクロレンズイベント画像 (2138)
1.はじめに
過去 10 年間のマイクロレンズ調査によって、銀河バルジ キャリヤの高頻度観測が行われました (例:Mrózら。 2017; グールド等。 2022) は、
地球から海王星までの質量の惑星の集団で、主星を持たないように見え、星の数よりも多い可能性がある
天の川で。 ただし、どうかはまだ不明
これらのオブジェクトは、本当に自由に浮遊する惑星であり、拘束されていません
任意の星に、または遠くの主星の周りに欺瞞的に広いかビットにあるかどうか。
その人口の証拠は、Mrózらによる初めて。 (2017) で、重力マイクロレンズ現象の体系的な検索を実行しました。
光学重力レンズによって収集されたデータ
実験 (OGLE; Udalski et al. 2015) による 2010 年から 2015 年の調査。 彼らは 2617 のマイクロレンズ現象を選択し、褐色矮星や恒星では説明できない非常に短い時間スケール (tE = 0.1 - 0.5 d) を持つ 6 つの現象を発見しました。 その後の研究、異なる調査間の共同で実施され、
OGLE、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワークを含む(KMTNet; Kim et al. 2016)
、マイクロレンズ観測in 天体物理学 (MOA; Bond et al. 2001)、およびワイズ
(Shvartzvald et al. 2016)、アインシュタイン半径 θE と相対レンズ-光源固有値の測定につながった
いくつかの自由浮遊惑星の候補に対する µrel の動き(Mróz et al. 2018, 2019, 2020a,b; Ryu et al. 2021; Kimら。 2021年）。
これらの測定により、短いタイムスケールの原因として異常に高い適切な動きが除外されました
検出されたイベントの数を増やし、それらが地球の集団に由来するという仮説を強化しました。
海王星質量の惑星。グールド等。 （2022）、提示されたアイデアのフォローアップ
キムらによって。 (2021) は、2016 年から 2019 年に KMT ネットによって検出された有限ソース効果を伴うマイクロレンズ イベントのサンプルを研究しました。 興味深いことに、グールド等。 (2022)Mróz らと同じ結論に達した。 （2017）イベントの異なるサンプルを研究し、
分析方法が異なります。 グールド等。 (2022) によって分離されたマイクロレンズ現象の 2 つの集団を発見しました。
アインシュタイン半径のギャップは、tE ~ 0.5 d 付近のアインシュタイン タイムスケールの分布のギャップに似ています。
Mrózらによって検出されました。 （2017）。 彼らは、「アインシュタイン砂漠」の下にあるイベント（アインシュタインで半径とタイムスケール) はべき乗分布によるものです
質量関数を持つ自由浮遊惑星候補のdN/d log M = (0.4 ± 0.2)(M/38 M⊕)^−p 星あたり0.9≦ p ≦1.2　
短時間スケールのマイクロレンズ現象の光度曲線
OGLE と KMTNet データで検出されたデータは一致しています
孤立したオブジェクトによるものと。 これは必ずしも
自由に浮遊する惑星によって引き起こされることを意味します。 もしも
ソースは、惑星のホストから十分に遠くを通過します
ホスト星は、マイクロレンズの光度曲線に観測可能な特徴を残さないため、自由浮遊星と自由浮遊星を区別することは事実上不可能になります。
マイクロレンズ現象の測光観測のみを伴う広軌道惑星シナリオ (たとえば、Han & Kang を参照)
2003; ハンら。 2005; クラントン & ガウディ 2017)。 ホストを検出する可能性は、ホストが増加するにつれて減少します。
ホストと惑星の分離。 利用可能なデータにより、次のことが可能になります
推定上の宿主星の存在を除外する
地球の約 10 天文単位 (e.g., Mróz et al. 2018,2020a; リュウら。 2021; キムら。 2021年）。
したがって、検出された天体の一部 (またはすべて) が実際には遠くの主星の周りの広い軌道にある可能性があります。
広軌道系外惑星の人口についてはほとんど知られていません。
太陽系の巨大氷惑星、天王星、海王星、それぞれ84と165年の公転周期で太陽を周回し、
近い将来、通過速度法と動径速度法でそれらの類似物を見つけることは不可能です (Kane 2011)。 しかし、広軌道惑星は
かなり一般的かもしれません。 アルマ望遠鏡による近くの原始惑星系円盤の観測 (e.g., Andrews et al. 2018)
と信じられている環状下部構造を明らかにした。
惑星と円盤の相互作用の結果です。 これらを使用して
観察、Zhang等。 (2018) は、約
分析された星の 50% は、10 au を超える海王星から木星までの質量の惑星をホストしています。 ポレスキ等。 (2021) 広軌道惑星の体系的な探索を行った。
20 年間の OGLE データから、すべてのマイクロレンズ ing スターが5から15auまで分離した氷の巨大惑星を 1.4^+0.9−0.6個ホストしていることがわかりました。
広軌道惑星の起源と人口はまだ進行中の研究の対象です。 太陽系の氷の巨大惑星、天王星と海王星は現在の軌道内で形成されたと考えられている
土星が現在の軌道に飛散した(例: Thommes et al. 1999, 2002; Tsiganis et al. 2005)。
したがって、3 つの可能性が残されています。 OGLE および KMTNet によって検出された短いタイムスケールのマイクロレンズ イベントは、人口によって引き起こされる可能性があります。
氷の巨大な広軌道惑星、自由浮遊惑星、または両方のいくつかの組み合わせ。 幸いなことに、これらのシナリオを区別できる方法。
マイクロレンズ現象の間、レンズと光源
ほぼ完全に整列しており、解決できません。
ただし、この状況は静的ではありません。 観察者、レンズ、
とソースが互いに相対的に移動し、
典型的な相対的なレンズ-光源固有の運動は、およそ 7 mas yr-1 です。
. このように、事件から数年後、
レンズとソースは空で分離する必要があります。 もし
レンズには主星があり、恒星の光は
高解像度の画像。 レンズがフローティングの場合
惑星、追加の光源は検出されません。
マイクロレンズ現象の高解像度の地上観測は、以前は正確な情報を導き出すために使用されていました。
(束縛された) 太陽系外惑星の質量 (例: Beaulieu et al. 2016,2018; Bhattacharya等。 2018年、2021年; ベネット等。
2020)、白色矮星を周回する惑星を発見(Black man et al. 2021)、天体マイクロレンズ効果を検出
(Lu et al. 2016)、またはマイクロレンズ モデルを検証します (例:シャンら。 2021; アブドゥラマン等。 2021年）。 しかし、
自由浮遊惑星の高解像度観測はありません
候補者は文献で報告されました。 得た
Mrózらによって特定された6つの短時間スケールのマイクロレンズ現象の適応光学観測。
（2017）。 本稿では、これらの分析について説明します。
推定値の存在に関する限界を導き出す
ホスト星。


図 1. 推定宿主星の制限。 分析されたオブジェクトが広軌道惑星であると仮定すると、2D ヒストグラムは次のようになります。
ケック観測中に予想されるホスト星の予想されるHバンドの明るさとレンズとソースの分離。 黒い固体
破線は観測の感度を表します（Δχ^2に対応）スレッシュ = 250 および Δχ^2 スレッシュ = 500、それぞれ)。
黒い点は、検出された星を示します。


図 2. 推定上の宿主の質量と距離の関係
異なる視等級の主系列主星イベント OGLE-2015-BLG-1044。

6. 考察と結論
この論文では、の高解像度画像を分析しました。
Mróz らによって検出された自由浮遊惑星の候補。
（2017）。 距離 110 − で 6 つの星を検出しました。
マイクロレンズ源星から200 mas。 特に、OGLE-2012-BLG-1073 のフィールドの星 #5
は、ソースから 111.07 ± 2.05 mas の位置にあります (表 A2)。
また、BLG512.18.22725 の視野にある星 #6 は、光源から 128.61 ± 2.55 mas の位置にあります (表 A1)。
検出された星のいずれかが主星である可能性はありますか? 我々は気づく
それはありそうもありません。 私たちのシミュレーションによると、レンズがより大きな距離にある確率は、110mas（130mas）でH=21等より明るい
(H = 22 mag) は、OGLE-2012-BLG 1073 (BLG512.18.22725) では 0.031 (0.012) です。 距離が 150 mas を超えるホスト星の可能性はさらに低くなります。
(3.6 × 10−3 および 1.1 × 10−4で発生したイベントに対して、それぞれ 2012 年と 2015 年）。
その可能性を完全に排除することはできません
検出された星のいくつかは、実際にはホストです。 これは
ありそうもない (しかし不可能ではない) 大きな相対レンズを必要とする –
~ 12 mas yr−1 より大きい固有運動の源
. これ
仮説は、それらの適切な動きを測定するために追加の高解像度画像を取得することによってテストできます
ソースに関する星。
タイトルにある質問に戻りますが、マイクロレンズサーベイで検出された自由浮遊惑星の候補は、実際に広軌道惑星ですか? 提示されたケック
自信を持ってこれに答えるには、画像が十分に深くありません
質問。 すべてのイベントが実際に原因であると仮定すると、
広軌道惑星、主星が存在しない確率
Keck 画像で検出された P =QI(1 − パイ)　(ここで piはホストを検出する確率です。i 番目のイベント)。 P = 0.25 が見つかりました (惑星のホスト確率がホストの質量とは無関係であると仮定すると、

つまり、n = 0) および P = 0.042 (n = 1 と仮定)。 これは、広軌道惑星仮説を棄却することに対応します。
それぞれ 1.1σ と 2.0σ のレベル。
たとえば、より深いイメージング観察
次世代の大型地上望遠鏡 (例:Gould 2016, 2022) または JWST が必要です。
自由浮遊惑星仮説を確認または反論します。 ために
たとえば、シミュレーションでは、JWST 近赤外線カメラ (NIRCam) を使用した場合、露出時間は ~ 1800 秒であることが示されています。
可能性のあるホスト星の 66 ～ 87% を検出することができます。
JWST観測で主星が検出されなかった場合、
すべてのターゲットが広軌道惑星であるという仮説
0.9997 の確率で拒否されます。
～ 3.6σ レベル。