M 왜성 GJ 849 주위를 돌고 있는 장기 목성질량 행성

 

5.16년 궤도에서 최소 질량이 0.82MJup인 행성의 존재를 나타내는 GJ 849(M3.5V)의 정확한 도플러 측정을 보고한다. = 2.35AU에서 GJ 849b는 0.21AU 이상의 궤도를 도는 M 왜성 주변에서 발견된 최초의 도플러 행성이며, 0.5M⊙ 미만의 질량을 가진 항성 주변에서 발견된 두 번째 목성질량 행성이다. 1300개의 FGKM 주계열성을 조사한 결과에 따르면 2.5AU 이내의 거대 행성은 M 항성보다 GK 항성 주변에서 3배 더 흔하다. GJ 849의 근접 거리 8.8pc로 인해 행성의 각도 분리는 0.27'이다. 이 시스템은 적응형 광학 및 우주 간섭계 미션 플래닛 퀘스트와 같은 미래 우주 비행체를 이용한 고해상도 영상 촬영의 주요 타겟이 된다. 우리는 또한 속도 시계열에서 선형 추세에 대한 증거를 발견하는데, 이는 추가적인 행성 동반자를 나타낼 수 있다.

 

태양으로부터 200pc 이내에 있는 152개의 별들 중 6개는 태양과 비슷하며, 질량은 0.7에서 1.3M⊙ (Butler et al., 2006)이다. 질량이 1.3–1.4M⊙( ~F5V보다 앞선 유형의 주계열성)은 스펙트럼에 좁은 흡수선(갤런드 외 2005; 존슨 외 2006)이 없고 과도한 대기 "지터"(라이트 2005)가 있기 때문에 일반적으로 고차원 방사 속도(RV) 모니터링에 적합하지 않다. 그러나 질량 스펙트럼의 하단부에서 MΩ형 왜성은 정밀 도플러 측정에 훨씬 더 적합하며, 일차 관측 제한은 상대적인 희미함이다. 200M 이상의 왜성(M*<0.6M⊙)은 대형 망원경(예: 라이트 등)을 사용하여 다양한 그룹에 의해 모니터링되었다. 2004; Kürster et al. 2003; Endle et al. 2003). 이 조사들은 지금까지 GJ 876 주변의 3중계(Marcy et al., 1998; Delfose et al. 1998; Rivera et al. 2005)와 GJ 436에 대한 해왕성 질량 행성 동반자(Butler et al., 2005) 등 3개의 주성만을 돌고 있는 5개의 행성을 발견했다. 2004) 및 GJ 581 (Bonfiles et al. 2005b). 이 세 개의 행성 중 오직 하나, GJ 876만이 목성질량 행성을 포함하고 있으며, 이러한 조사 기간 중 gsim2yr에도 불구하고, 어떤 행성도 0.21AU.7을 넘어서는 행성을 밝혀내지 못했다.

중간(>2 Gyr) M 왜성의 스펙트럼에서 얻을 수 있는 RV 정밀도는 Gα 및 Kα형 별의 정밀도와 유사하며, 별들 자체는 일반적으로 낮은 수준의 광구 지터(Wright 2005)를 보인다. 또한, 도플러 반사 진폭은 K➡a-1/2MPM-1/2*로 스케일링되며, 이는 주어진 질량의 행성을 낮은 질량의 항성 주변에서 더 쉽게 탐지할 수 있게 한다. 따라서 M 왜성 궤도를 도는 행성의 탐지 가능성은 FGK 별과 비슷하며, 다른 항성 질량 영역에서 행성의 형성 과정을 비교 이해할 수 있다. 90M 난쟁이들을 대상으로 한 그들의 조사에서 행성의 발견이 부족했던 것에 근거해서, 엔들 등은 다음과 같다. (2006년) M*⊙ 0.6M⊙을 가진 별의 1.27% 미만이 목성질량 행성을 a⊙1AU로 보유하고 있다고 추정하며, 이는 태양질량형 별 주위의 가스 거성의 5% 발생률과 극명한 대조를 이룬다(Marcy et al. 2005a). 이 발견은 질량이 낮은 항성의 원반이 태양과 같은 항성의 원반에 비해 적은 비율로 조비아 행성을 생성한다는 것을 나타내는 것으로 보인다.

질량이 낮은 별 주위에 행성의 형성은 핵확산 행성 형성 모델의 맥락에서 연구되어 왔다. 이 형성 시나리오에서, 암석 코어는 젊은 별 주위의 원시 행성 원반에서의 충돌을 통해 축적된다(Wetherill & Stewart 1989; Kokubo 2001). 일단 임계 코어 질량에 도달하면, 가스는 급격한 가속 과정을 통해 코어에 축적되어 디스크 가스의 공급이 고갈될 때까지 가스 거대 기업이 된다(예: 폴락 등 1996). 러플린 외. (2004)는 더 낮은 디스크 질량, 더 낮은 고체의 표면 밀도, 그리고 더 긴 M 왜성 원행성 원반의 궤도 시간 척도는 임계 코어 질량에 도달하기 전에 디스크 가스가 소멸될 정도로 행성 시뮬레이션의 성장을 억제한다는 것을 보여주었다. 그 결과 M 왜성 주위에는 비교적 많은 해왕성 질량의 얼음 거성이 존재하지만 가스 거성의 수는 훨씬 적을 것으로 예측되었다. 이러한 예측은 0.4~1.5M⊙ 범위의 항성 질량에 대한 행성의 빈도를 연구한 아이다 & 린(2005)의 결과와 잘 일치한다. 몬테카를로 시뮬레이션에 따르면, M*⊙의 질량이 감소함에 따라 거대 행성의 수가 크게 감소한다는 것을 발견한다. 이러한 이론적 결과는 사용 가능한 관측 데이터에 따른다.

그러나, 대부분의 왜성 도플러 조사의 비교적 짧은 시간 기준 때문에, 현재의 관측 데이터는 주성으로부터 약 2AU 이내의 궤도를 도는 행성에 대한 정보만을 제공한다. M 왜성 조사의 기간이 증가함에 따라, 현재 관측된 가스 거성의 부족이 더 큰 궤도 분리를 위한 것인지, 아니면 장기 공전 궤도에 존재하는 별도의, 더 많은 수의 목성 질량 행성이 존재하는지가 분명해질 것이다. 또한, 낮은 질량 별 주위의 억제된 핵 성장은 원반 질량이 항성 질량에 비례하여 확장된다는 가정하에 이루어진다(Laughline et al. 2004). 이 가정이 완화되면 코르네 외. (2006년) 낮은 항성들이 태양질량 별들에 비해 실제로 더 높은 비율로 거대한 행성을 형성한다는 것을 발견했다. 더 큰 공전 분리뿐만 아니라 더 많은 M 왜성 주변의 행성을 찾는 것은 이러한 이론에 대한 중요한 시험을 제공할 것이다.

우리는 M3.5 왜성 GJ 849 주위를 도는 5.16 yr 궤도에서 목성 질량의 행성이 탐지되었음을 보고한다. 우리는 호스트 별의 항성 특성을 2파운드로 제시한다. § 3에서 우리는 우리의 관측과 궤도 솔루션에 대해 논의한다. 우리는 최신 M 왜성 시스템과 M 왜성 주변 행성의 발생에 대한 논의로 4파운드에서 결론을 내린다.