摘要gydF4y2Ba
人们对巨行星的内部结构知之甚少。即使是太阳系中的行星，观测的困难也导致行星核心的性质存在很大的不确定性。经历了罕见进化过程的系外行星为了解行星内部提供了一条途径。在典型的贫瘠的热海王星“沙漠”中或附近发现的行星gydF4y2Ba1gydF4y2Ba，gydF4y2Ba2gydF4y2Ba(在质量半径空间中包含很少行星的区域)已被证明在这方面特别有价值。这些行星包括HD149026bgydF4y2Ba3.gydF4y2Ba它被认为有一个异常巨大的核心，以及最近的发现，如LTT9779bgydF4y2Ba4gydF4y2Ba和NGTS-4bgydF4y2Ba5gydF4y2Ba，在这些行星上，光蒸发除去了它们外层大气的很大一部分。在这里，我们报告了对行星TOI-849b的观测，它的半径小于海王星，但质量异常大gydF4y2Ba\ (39.1 {\,} _ {-2.6} ^ {+ 2.7} \)gydF4y2Ba地球的质量和密度gydF4y2Ba\ (5.2 {\,} _ {-0.8} ^ {+ 0.7} \)gydF4y2Ba克每立方厘米，类似于地球。内部结构模型表明，任何纯氢和氦的气体包层都不超过gydF4y2Ba\ ({3.9} _ {-0.9} ^ {+ 0.8} \)gydF4y2Ba占行星总质量的百分之。这颗行星可能是一个巨大的气体行星，在经历了热自分裂或巨大行星碰撞的极端质量损失之前，它可能已经避免了大量的气体吸积，也许是通过缝隙打开或后期形成gydF4y2Ba6gydF4y2Ba。尽管光蒸发速率不能解释减少类木星气体巨星所需的质量损失，但它们可以在几十亿年的时间尺度上去除少量(几个地球质量的)氢和氦包层，这意味着TOI-849b上任何剩余的大气都可能被来自行星内部的水或其他挥发物丰富。我们得出结论，TOI-849b是一颗巨大行星的残余核心。gydF4y2Ba
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TESS数据可在MAST (gydF4y2Bahttps://archive.stsci.edu/missions-and-data/transiting-exoplanet-survey-satellite-tessgydF4y2Ba)．本研究中使用的HARPS数据可在论文或补充信息文件中获得，并在ESO计划ID 1102.C-0249下收集。本工作中使用的NGTS(数据标签19249和19250)，LCOGT(数据标签5106和5386)和特定的去趋势TESS光曲线(数据标签19248)可通过exofp -TESS存档(gydF4y2Bahttps://exofop.ipac.caltech.edu/tess/gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba
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PASTIS代码以前已经发布过gydF4y2Ba11gydF4y2Ba，gydF4y2Ba59gydF4y2Ba。最新版本的ARES代码(ARES v2)可在gydF4y2Bahttp://www.astro.up.pt/~sousasag/aresgydF4y2Ba。gydF4y2Ba
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确认gydF4y2Ba
本文包括TESS任务收集的数据，这些数据可以从MAST公开获得。TESS任务的资金由美国宇航局的科学任务理事会提供。我们承认使用来自TESS科学办公室和TESS科学处理操作中心管道的公共TESS警报数据。支持这项工作的资源由NASA高端计算(HEC)计划通过NASA Ames研究中心的高级超级计算(NAS)部门提供，用于生产SPOC数据产品。这项研究利用了系外行星后续观测计划网站和美国宇航局系外行星档案，这是由加州理工学院根据美国国家航空航天局系外行星探索计划的合同运营的。这项工作利用了LCOGT网络的观测数据，部分基于欧洲天文台在南半球的项目IDs 1102.C-0249和P103.C-0449收集的观测数据。论文中提出的一些观测结果使用了双子座南的高分辨率成像仪器佐罗(项目ID GS-2019B-Q-111)。佐罗由NASA系外行星探索计划资助，由s.b.h.、N. Scott、E. P. Horch和E. Quigley在NASA艾姆斯研究中心建造。d.j.a.、D.V.和S.L.C.分别通过欧内斯特卢瑟福奖学金ST/R00384X/1、ST/P003850/1和ST/R003726/1感谢STFC的支持。M.B.和s.m gandhi感谢STFC研究基金ST/S000631/1的支持。 G.M.K. is supported by the Royal Society as a Royal Society University Research Fellow. F.M. acknowledges support from a Royal Society Dorothy Hodgkin Fellowship. K.G.S. acknowledges partial support from NASA grant 17-XRP17 2-0024. C.Z. is supported by a Dunlap Fellowship at the Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, funded through an endowment established by the Dunlap family and the University of Toronto. A.W.M. was supported by NASA grant 80NSSC19K0097 to the University of North Carolina at Chapel Hill. D.J.A.B. acknowledges support from the UK Space Agency. C.X.H. and M.N.G. acknowledge support from the Juan Carlos Torres Fellowship. This work was financed by FEDER (Fundo Europeu de Desenvolvimento Regional) funds through the COMPETE 2020 Operational Programme for Competitiveness and Internationalisation (POCI) and by Portuguese funds through FCT (Fundação para a Ciência e a Tecnologia) in the framework of projects UID/FIS/04434/2019; PTDC/FIS-AST/32113/2017 and POCI-01-0145-FEDER-032113; PTDC/FIS-AST/28953/2017 and POCI-01-0145-FEDER-028953. S.G.S., V.A., S.C.C.B. and O.D.S.D. acknowledge support from FCT through Investigador FCT contracts IF/00028/2014/CP1215/CT0002, IF/00650/2015/CP1273/CT0001, IF/01312/2014/CP1215/CT0004 and DL 57/2016/CP1364/CT0004. S.H. acknowledges support from fellowships PD/BD/128119/2016 funded by FCT (Portugal). Work by J.N.W. was partly funded by the Heising-Simons Foundation. C.A.W. acknowledges support from UK Science Technology and Facility Council grant ST/P000312/1. J.L.-B. and D. Barrado are funded by the Spanish State Research Agency (AEI) Projects ESP2017-87676-C5-1-R and MDM-2017-0737 Unidad de Excelencia María de Maeztu – Centro de Astrobiología (INTA-CSIC). J.S.J. acknowledges funding by Fondecyt through grant 1161218 and partial support from CATA-Basal (PB06, Conicyt). J.I.V. acknowledges support from CONICYT-PFCHA/Doctorado Nacional-21191829, Chile. The French group acknowledges financial support from the French Programme National de Planétologie (PNP, INSU). F.M. acknowledges support from the Royal Society Dorothy Hodgkin Fellowship. C.M. and A.E. acknowledge support from the Swiss National Science Foundation under grant BSSGI0_155816 “PlanetsInTime”. Parts of this work have been carried out within the framework of the NCCR PlanetS supported by the Swiss National Science Foundation.
作者信息gydF4y2Ba
作者及隶属关系gydF4y2Ba
贡献gydF4y2Ba
D.J.A.是NCORES HARPS计划的首席研究员，该计划测量了行星的质量，也是NGTS联盟的成员;d.j.a开发了大部分文本和主要人物，并协调了所有的贡献。T.A.L.进行了联合PASTIS分析。v.a.、S.G.S.和N.C.S.进行了包括化学丰度在内的恒星光谱分析。R.A.B.和F.M.提供了分析潜在形成情景的文本。K.A.C.和e.l.n.j协调了该系统的TFOP SG1光度跟踪。ki.c.和T.G.对该系统的LCOGT光度跟踪进行了分析。A.E.和C.M.应用和分析了伯尔尼人口综合模型。C.X.H.和L.S.开发并运行了MIT快速查找管道，该管道在TESS数据中确定了候选对象。G.W.K.进行了光蒸发分析。 J.L.-B. obtained and analysed the Astralux data and synthesized all high-resolution imaging results. E.M. obtained the NaCo imaging data. H.O. contributed to the NCORES HARPS programme and the NGTS survey and helped to create the main figures. J.O., O.M., M.D., R.H., M. Lozovsky and C.D. performed the interior-structure calculations. D.V. performed analysis on the potential for tidal self-disruption. C.Z. obtained the SOAR data and provided text summarising the SOAR results. T.-G.T. obtained a further transit with the PEST telescope. J.J.L. contributed to the internal structure discussion. K.G.S. provided the independent check of stellar parameters. M.B. and S. Gandhi calculated estimates of the required telescope time for atmospheric characterization. D.R.A., M.M., E.M.B., C.A.W., J.S.J., J.I.V., J.S.A., D. Bayliss, C. Belardi, M.R.B., S.L.C., A.C., P.E., S. Gill, M.R.G., M.N.G., M. Lendl, J.M., D.P., D.Q., L.R., R.H.T. and R.G.W. contributed to the NGTS facility, in planning, management, data collection or detrending. D.J.A.B., S.H., D. Barrado, S.C.C.B., P.A.W., L.D.N., D. Bayliss, F.B., B.F.C., R.F.D., O.D.S.D., X.D., P.F., J.J., G.M.K., A.S., S.U., P.A.W., J.M.A. and A.O. contributed to the HARPS large programme under which the HARPS data were obtained. D.R.C., I.J.M.C., J.E.S. and S.B.H. contributed to the NaCo imaging data. C. Briceño, N.L. and A.W.M. contributed to the SOAR imaging data. K.D.C., M.F., J.S.J., E.L.N.J., G.R.R., P.R., S.S., E.T., R.V., J.N.W., J.N.V. and Z.Z. provided essential contributions to the TESS mission, which discovered the candidate. All authors read the manuscript and provided general comments.
相应的作者gydF4y2Ba
道德声明gydF4y2Ba
相互竞争的利益gydF4y2Ba
作者声明没有利益竞争。gydF4y2Ba
额外的信息gydF4y2Ba
同行评审信息gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba感谢Roman Baluev和其他匿名审稿人对这项工作的同行评审所做的贡献。gydF4y2Ba
出版商的注意gydF4y2Ba施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。gydF4y2Ba
扩展的数据图形和表格gydF4y2Ba
扩展数据图1 LCOGT网络捕获的光度数据。gydF4y2Ba
一个gydF4y2Ba，gydF4y2BabgydF4y2Ba，数据采集于2019年7月30日晚gydF4y2BautgydF4y2Ba（gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba)和2019年8月9日gydF4y2BautgydF4y2Ba（gydF4y2BabgydF4y2Ba)．最拟合的模型用红色表示，分类的数据用橙色表示。单个点的误差条表示一个标准偏差。在分箱测量的情况下，点和误差条分别显示加权平均值及其标准误差。gydF4y2Ba
扩展数据图2 HARPS活动相关指标。gydF4y2Ba
一个gydF4y2Ba， HARPS径向速度相对于它们的平分线值绘制。颜色表示以BJD-2,400,000为单位测量的观测时间。gydF4y2BabgydF4y2Ba，至于gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba，为CCF的FWHM。在这两种情况下都没有发现相关性。所有的误差条显示一个标准偏差。gydF4y2Ba
扩展数据图3 HARPS残差检验gydF4y2Ba
一个gydF4y2Ba， CCF为使用G2V模板计算的HARPS光谱。高斯拟合已被删除，留下残余噪声。没有明显的证据表明有污染恒星存在。gydF4y2BabgydF4y2Ba， HARPS RV残差周期图。没有发现周期结构的证据。FAP表示误报概率。gydF4y2Ba
从AstraLux/CAHA、NaCo/VLT、HRCam/SOAR和Zorro/Gemini (562 nm)收集的高分辨率成像结果。gydF4y2Ba
一个gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2BacgydF4y2Ba，图片来自AstraLux (gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba)、NaCo (gydF4y2BabgydF4y2Ba)及HRCam (gydF4y2BacgydF4y2Ba)．gydF4y2BadgydF4y2Ba的灵敏度曲线gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2BacgydF4y2Ba佐罗562纳米观测。我们同时进行的832 nm佐罗观测也提供了类似的结果。还绘制了1%和10%的对比曲线。gydF4y2Ba
扩展数据图5 TOI-849与现场恒星的比较。gydF4y2Ba
TOI-849的丰度[X/Fe]与恒星金属丰度的比值(黑色)和来自HARPS样本的恒星(灰色)具有相似的恒星参数:gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba= 5,329±200 K, loggydF4y2BaggydF4y2Ba= 4.28±0.20 dex， [Fe/H] =±0.20 dex。所有的误差条显示一个标准偏差。gydF4y2Ba
扩展数据图6伯尔尼人口综合模型中与TOI-849b相似的三颗行星的行星质量随时间的变化。gydF4y2Ba
灰色阴影区域标记TOI-849b的参数。恒星标志着大碰撞的时间。插图显示了碰撞后被移除的包层质量。gydF4y2Ba
权利和权限gydF4y2Ba
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阿姆斯特朗，d.j.，洛佩兹，t.a.，阿迪贝克扬，V。gydF4y2Baet al。gydF4y2Ba热海王星沙漠中残留的行星核心。gydF4y2Ba自然gydF4y2Ba583gydF4y2Ba， 39-42(2020)。https://doi.org/10.1038/s41586-020-2421-7gydF4y2Ba
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这个富含铁的小星球含有大量的金属gydF4y2Ba
自然gydF4y2Ba(2021)gydF4y2Ba
海王星类系外行星形成和演化的观测约束gydF4y2Ba
空间科学评论gydF4y2Ba(2020)gydF4y2Ba
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